Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 7, стр. 595-611

1. ВВЕДЕНИЕ

Согласно современным представлениям радиовсплески II типа (РВII) в декаметровом и гектометровом (decametric/hectometric, DH) диапазонах генерируются в результате ряда последовательности сложных процессов в магнитогидродинамических (МГД) ударных волнах. Большинство РВII связаны с корональными выбросами массы (КВМ) [1, 2, 4, 35]. Впервые интерпретация генерации РВII на фронтах ударных волн была предложена и исследована в работах [5–7]. В дальнейшем она была развита в работах [8–10] и рассмотрена в приложении к ряду конкретных наблюдений РВII и КВМ (см., напр., [1, 11–13]). Считается, что при ускорении электронов на МГД волнах генерируются плазменные (ленгмюровские) волны и затем часть энергии плазменных волн конвертируется в радиоизлучение вблизи локальной плазменной частоты и/или ее гармоники [10, 14–16]. При этом генерация плазменных волн возможна, если скорость дрейфа электронов выше тепловой скорости, что в обычном потоке частиц не происходит. Пикельнер и Гинзбург [17] впервые предложили учесть магнитное поле при интерпретации генерации РВII на фронте бесстолкновительной ударной волны, распространяющейся почти перпендикулярно магнитному полю. В ударной волне электроны, в присутствии магнитного поля, дрейфуют относительно ионов в плоскости фронта. При достаточно больших магнитных числах Маха их скорость становится много больше тепловой скорости, и в этом случае возможны генерация плазменных волн и их последующая трансформация в радиоизлучение на частотах, близких к электронной плазменной частоте или ее второй гармоники. Было показано, что модель генерации радиоизлучения поперечной бесстолкновительной ударной волной достаточно хорошо объясняет многие наблюдаемые параметры всплесков II типа [18]. В дальнейшем этот подход был развит в работах [10, 19–21]. Также возможен механизм генерации быстрых электронов в ударных МГД волнах, распространяющихся вдоль магнитного поля солнечной короны, который может приводить к генерации РВII [18, 22].

Из исследований КВМ, сопровождающихся РВII, следует, что сами по себе параметры КВМ или их сочетание не являются определяющими факторами для генерации РВII, поскольку для генерации РВII необходимы некие специфичные условия. Зайцев [23] и Фомичев [19] показали, что наблюдаемые характеристики РВII зависят и от параметров солнечной короны, и от параметров ударных волн. На количество и параметры и РВII, и РВII КВМ большое влияние оказывают крупномасштабные магнитные поля Солнца и их структурные изменения [24, 25].

Одним из условий генерации РВII является превышение скорости КВМ локальной альвеновской скорости (${{V}_{a}}$). Однако магнитное поле и, соответственно, ${{V}_{a}}$ растут не плавно от минимума активности к максимуму, а изменяются в виде отдельных импульсов [26]. Это приводит к тому, что на разных фазах солнечного цикла при понижении магнитного поля, а следовательно, и ${{V}_{a}}$ даже слабые низкоскоростные КВМ могут превысить ${{V}_{a}}$ и условия могут стать благоприятными для генерации РВII. В то же время при высоких значениях ${{V}_{a}}$ даже мощные высокоскоростные КВМ в максимуме солнечной активности могут оказаться ниже ${{V}_{a}}$ и РВII генерироваться не будут [26].

Важным параметром для условий генерации РВII является величина альвеновского числа Маха (${{M}_{a}}$). В разных исследованиях были найдены значения ${{M}_{a}}$ для отдельных событий. Так, для события 18 августа 2004 г. ${{M}_{a}}$ было найдено равным 1.4–1.5 на расстоянии 1.6–2.1 $Rs$ [27]. Для события 13 июня 2010 г. ${{M}_{a}}$ ≈ 3.7–5 для расстояний 1.2–1.5 $Rs$ [28]. Maguire и др. [29] для события 2 сентября 2017 г. получили значения ${{M}_{a}}$ в диапазоне 1.4–2.4 на расстоянии $ \sim {\kern 1pt} 1.6 Rs$. Mann и др. [9] определили значения ${{M}_{a}}$ для квазипараллельных фронтов равным 1.2–1.3, а для квазиперпендикулярных – 1.5–2.8. Следует отметить, что режим модели Пикельнера-Гинцбурга [17] может реализоваться при $1 < {{M}_{a}} < 1.6$ [30]. Для случая генерации РВII в МГД ударных волнах, распространяющихся вдоль магнитного поля, $1 < {{M}_{a}} < 1.5$ [22].

Но несмотря на большое число работ, посвященных формированию КВМ, ударных волн и генерации РВII, в настоящее время остаются до конца неясными как происхождение КВМ, так и РВII, и их зависимости от солнечной активности. Наблюдения отдельных событий и теоретические модели показывают возможность генерации РВII при самых разных условиях: РВII могут генерироваться на ударных волнах, формирующихся на фронте КВМ [12, 16, 31–33], как впереди, так и позади фронта ударной волны [34], на флангах КВМ [35–37]. Зоны ускорения электронов могут иметь множественные источники [38]. В процессе излучения локализация РВII может изменяться [39]. Ряд РВII генерируются при взаимодействии двух КВМ или КВМ со стримером [31, 40]. Однако из огромного числа наблюдающихся КВМ только очень небольшая часть сопровождаются РВII. Так, с 1977 по 2017 г. наблюдалось 28 998 КВМ, и только 518 КВМ сопровождались РВII, что составляет около 1%.

Целью данной работы является анализ изменений напряженности магнитного поля и параметров плазмы в областях начала генерации/регистрации каждого РВII, и рассмотрение зависимостей числа РВII и параметров сопутствующих РВII КВМ от величины магнитного поля и параметров плазмы в 23 и 24 циклах.

2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ДАННЫЕ

Исследуются изменения числа и параметров РВII КВМ и РВII в декаметровом и гектометровом диапазонах от 1 до 16 МГц в 23 и 24 циклах солнечной активности (1997–2017 гг.), что соответствует Кэррингтоновским оборотам (КО) 1918–2199. Использован каталог DH РВII¹¹ (см. [41]). Данный каталог является наиболее полным перечнем DH РВII в 23 и 24 циклах. В этом каталоге для каждого РВII указаны дата, время и частоты начала и окончания регистрации каждого радиовсплеска, данные о локализации и классе сопутствующей вспышки, номер активной области по NOAA, время начала регистрации, позиционный угол, скорость и угол раствора в картинной плоскости сопутствующего КВМ. В интерактивном режиме доступны динамические изображения КВМ и соответствующего РВII. В дополнение к данным этого каталога значения ускорения, массы и кинетической энергии были взяты из каталога КВМ CDAW [42]. В каталоге CDAW в интерактивном режиме доступны табличные данные измерений скорости, угла раствора и ускорения, а также значения высот наблюдений и времени измерений для каждого КВМ. Следует отметить, что значения позиционного угла, скорости и угла раствора КВМ в картинной плоскости являются измеренными величинами. Тогда как значения массы и кинетической энергии являются расчетными и, соответственно, наименее надежно определенными параметрами КВМ [43, 44].

Параметры солнечного ветра на орбите Земли получены из базы данных NASA/GSFC’s OMNI через OMNIWeb [45].

Расчет магнитного поля в области генерации каждого РВII производился на основе формулы, предложенной в работе [46]. Значение магнитного поля определялось как суперпозиция фотосферного полярного и не полярного магнитных полей Солнца на расстоянии регистрации каждого РВII. К не полярным магнитным полям относятся фотосферные магнитные поля на широтах от 55° южной широты до 55° северной широты. Для расчета напряженности не полярного магнитного поля использованы данные синоптических карт наблюдаемого крупномасштабного фотосферного магнитного поля Солнца обсерватории WSO (Wilcox Solar Observatory) [47, 48] на этих широтах. Данные по полярным магнитным полям получены из ежедневных наблюдений на обсерватории WSO магнитных полей выше 55° широты в северном и южном полушариях с апертурой 3′, усредненных за 10 дней и отфильтрованных низкочастотным фильтром 20 нГц.

3. ПАРАМЕТРЫ ПЛАЗМЫ В ОБЛАСТЯХ НАЧАЛА РЕГИСТРАЦИИ РВII

Всего, согласно каталогу [41], в 23 цикле наблюдалось 338 РВII КВМ, а в 24 – 180. Изменение суммарного числа наблюдаемых РВII в каждом Кэррингтоновском обороте (КО) в 23 и 24 циклах солнечной активности представлено на рис. 1а. Из рис. 1 видно, что средние значения числа РВII и всех рассматриваемых параметров плазмы (сплошные линии на графиках рис. 1а–f) изменяются не плавно от минимума активности к максимуму, а в виде чередующихся возрастаний и понижений их значений, т.е. в виде ряда последовательных импульсов. На рис. 1 стрелками показаны отдельные пики (импульсы) для каждого параметра. Для разных параметров плазмы ($n,\;h,\;B,\;{{V}_{a}},\;{{M}_{a}}$) амплитуды и положение отдельных импульсов могут отличаться. При этом видны различия в изменении частотности РВII в 23 и 24 циклах. В 23 цикле максимальное число РВII в КО наблюдалось на всех фазах цикла приблизительно на одном уровне, а в 24 цикле число РВII постепенно растет на фазе роста, затем наблюдаются резкое понижение с последующим ростом и формированием второго пика и последующее снижение на фазе спада солнечной активности.

Значение наблюдаемой частоты начала регистрации каждого РВII позволяет напрямую определить величину плотности плазмы в области его генерации, так как основная частота плазменного излучения связана с электронной плотностью соотношением:

где ${{F}_{p}}$ [kHz] – частота начала регистрации РВII, ${{n}_{e}}$ [cm^–3] – электронная плотность плазмы. Это соотношение дает возможность рассчитать электронную плотность для измеренных частот начала регистрации РВII для каждого отдельного события (рис. 1b).

Значения плотности (${{n}_{e}}$) начала регистрации/генерации РВII позволяют рассчитать расстояние для момента начала регистрации каждого события (рис. 1с). Для этого, как правило, используются различные модели радиального распределения плотности плазмы, так как характер изменения плотности плазмы на разных расстояниях от Солнца при разных фазах солнечной активности не известен. В данной работе вычисление расстояния на момент начала регистрации каждого РВII при известной плотности плазмы (1) производилось на основе модели радиального распределения плотности с расстоянием [49]:

При расчетах использовались ежедневные значения n_e на орбите Земли с учетом времени, необходимого для прохождения солнечного ветра от Солнца до Земли (4 дня). Коэффициенты в уравнении (2) умножались на ${{n}_{e}}$ (1 AU)/7.2 [49]. Это дает возможность получать радиальные распределения плотности для разных моментов солнечной активности. Следует отметить, что частоты регистрации РВII ограничены предельными частотами 14 МГц для Wind/WAVES и 16 МГц для STEREO. Соответственно, для всех РВII, регистрируемых на этих частотах, 154 для данных Wind/WAVES в 23 цикле и 63 РВII по данным STEREO, начиная с 2006 г., расчетная плотность и другие параметры плазмы будут считаться параметрами начала их генерации, хотя некоторые из этих событий могли генерироваться при других параметрах плазмы на меньших расстояниях от Солнца.

Зная расстояние начала генерации/регистрации каждого РВII, можно рассчитать значение фонового магнитного поля на этом расстоянии (рис. 1d). Регулярные измерения магнитного поля на разных расстояниях от Солнца в течение циклов солнечной активности в настоящее время не проводятся. Для подобных расчетов используются различные модели. В данной работе использована модель, основанная на фактически наблюдаемых крупномасштабных полярных и не полярных фотосферных магнитных полях, являющихся видимым проявлением тороидального и полоидального компонентов глобального магнитного поля Солнца [46]:

где ${{B}_{{{\text{phot}} - }}}$ и ${{B}_{{{\text{phot}} + }}}$ – средние значения модулей напряженности положительного и отрицательного крупномасштабного не полярного (от –55° до +55°) фотосферного магнитного поля за каждый КО, ${{B}_{{{\text{pol}}}}}$ – средняя величина суммы полярных полей (выше 55° широты в северном и южном полушариях Солнца), $r$ – расстояние, $t$ – временной масштаб усреднения (1 КО). Поскольку наиболее полные данные по крупномасштабным фотосферным магнитным полям имеются на временн${\text{ы}}\prime $х масштабах за КО, а по полярным полям за десять и более дней, то значения магнитного поля рассчитываются только как средние значения за КО. Достоинством данной формулы является то, что она дает возможность вычислять не только радиальное распределение магнитных полей с расстоянием, но и учитывает изменения магнитного поля на фотосфере в ходе цикла солнечной активности. Формула дает хорошее согласие со значениями магнитного поля, измеренного различными спутниками, разными методами, на разных расстояниях и на разных фазах солнечной активности (см. [46], рис. 3 и 4 и табл. 1 и 2).

Для генерации ударных волн скорость КВМ должна превышать локальную альвеновскую скорость. При этом на фронте или на флангах ударной волны создаются условия для генерации РВII [27, 50, 51]. По полученным значениям плотности плазмы (1) и магнитного поля (2) была рассчитана ${{V}_{a}}$ для каждого события на расстоянии начала его регистрации (рис. 1е):

где $B$ [Гс] – величина магнитного поля, рассчитанная по формуле (3), а $n$ [см^–3] – электронная плотность плазмы, рассчитанная по формуле (1).

На рис. 1f показаны величины ${{M}_{a}}$ для каждого события, рассчитанные как

где ${{V}_{{{\text{cme}}}}}$ – скорость конкретного РВII КВМ, рассчитанная для расстояния начала регистрации данного РВII при условии сохранения КВМ постоянного ускорения. За начальное расстояние при расчете скорости принималась последняя высота регистрации КВМ по данным каталога CDAW. Учитывалось также, что КВМ распространяются в потоке фонового солнечного ветра. Полагая фоновую скорость солнечного ветра равной скорости медленного солнечного ветра (${{V}_{{{\text{sw}}}}}$), ее значение определялось по формуле, предложенной Sheeley и др. ([52]): где $R$ – это расстояние, выраженное в радиусах Солнца. Эта формула дает значения скорости фонового медленного солнечного ветра в минимуме солнечной активности. В данной работе это соотношение используется для получения собственно скорости КВМ, т.е. из наблюдаемой скорости КВМ вычитается значение фоновой скорости солнечного ветра.

Из рис. 1 следует, что число событий растет с ростом магнитного поля. При этом возрастают ${{V}_{a}}$ и среднее расстояние начала формирования РВII. Наибольшие расстояния начала генерации РВII наблюдаются на фазах максимума и спада в обоих циклах. Среднее значение ${{M}_{a}}$ остается приблизительно на одном уровне в максимумах обоих циклов. Ход изменения среднего значения суммарного числа РВII в КО повторяет циклические изменения среднего за КО магнитного поля. Следует отметить, что в 23 цикле фотосферные магнитные поля высокой напряженности наблюдались продолжительное время на фазах роста, максимума и спада в течение 120 КО с 1930 по 2050 КО, тогда как в 24 цикле поля высокой напряженности наблюдались в течение 70 КО с 2110 по 2180 КО [53]. Соответственно, одной из причин снижения числа РВII в 24 цикле может быть уменьшение времени существования фотосферных магнитных полей высокой напряженности.

В 24 цикле изменились параметры корональной плазмы. Понизились значения и коронального магнитного поля, и плотности корональной плазмы. Это может служить объяснением того, что DH РВII наблюдались на более низких высотах в 24 цикле (рис. 1с). Возможно, что причиной снижения числа регистрируемых DH РВII стало то, что так как РВII в 24 цикле генерируются на более низких высотах в атмосфере Солнца, то ряд РВII метрового диапазона не получили продолжения в DH диапазоне.

На рис. 2 показаны гистограммы числа РВII с шагом по магнитному полю 5 $\mu {\text{T}}$ (рис. 2а1, а2) и зависимости параметров плазмы в областях начала регистрации РВII в зависимости от величины фонового магнитного поля B для каждого РВII. В каждом цикле выделяются три группы в зависимости от $B$: $0\;\mu {\text{T}} < B < 30\;\mu {\text{T}}$, $30\;\mu {\text{T}} < B < 50\;\mu {\text{T}}$, $B > 50$ $\mu {\text{T}}$. В 23 цикле число РВII в каждой группе равно 159 (47.04%), 103 (30.47%) и 76 (22.49%), а в 24 цикле – 67 (37.22%), 75 (41.67%) и 38 (21.11%). События, соответствующие каждой из этих групп, отмечены соответственно ромбиками, крестиками и кружками на рис. 2 и всех последующих графиках. На рис. 2 (и рис. 4 ниже) тонкими вертикальными линями отмечены границы этих групп на всех графиках. Наибольшее число событий в 23 цикле соответствует первой группе (159), а в 24 – второй (75). Максимальные, минимальные и средние значения рассматриваемых параметров для каждой группы в 23 и 24 циклах представлены в табл. 1. Из рис. 2 и табл. 1 следует, что события первой группы наблюдаются на наибольших расстояниях при меньших плотностях и значениях магнитного поля. Для них наблюдается наибольший разброс ${{V}_{a}}$ и ${{M}_{a}}$. События второй группы наблюдаются на меньших расстояниях, при бóльших значениях плотности плазмы, с меньшим разбросом ${{V}_{a}}$ и максимальными значениями ${{M}_{a}}$ в 24 цикле. Третьей группе соответствуют события на предельной частоте регистрации РВII на расстояниях 1.4–2.1 (1.3–1.9) $Rs$ в 23 (24) циклах с максимальными значениями магнитного поля, плотности и ${{V}_{a}}$. В 24 цикле расстояния регистрации РВII ниже и, соответственно, выше плотность для всех групп РВII. Средние значения ${{V}_{a}}$ в 24 цикле ниже, а средние величины ${{M}_{a}}$ выше для всех групп РВII.

Сопоставление числа событий в 23 и 24 циклах показывает, что основное снижение числа РВII в 24 цикле произошло за счет событий, соответствующих первой группе со 159 в 23 цикле к 67 в 24 цикле, т.е. событий, начинающихся на больших расстояниях, в областях с меньшей плотностью и величиной магнитного поля. Число событий, соответствующее второму периоду, уменьшилось со 103 до 75, а для третьей группы с 76 до 38 в 23 и 24 циклах соответственно.

На рис. 3 приведены зависимости суммарного числа РВII в КО и параметров плазмы от величины ${{M}_{a}}$. В плазменной модели, предложенной Пикельнером и Гинцбургом [17], условия генерации РВII могут реализоваться при $1 < {{M}_{a}} < 1.6$ [30]. Сюда же относятся и события для случая генерации РВII в МГД ударных волнах, распространяющихся вдоль магнитного поля $1 < {{M}_{a}} < 1.5$ [22]. При $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$ возбуждается ионно-звуковая турбулентность [54]. Значения для всех параметров плазмы, соответствующих интервалу $1 < {{M}_{a}} < 1.6$, отмечены светло-серым цветом, а $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$ – темно-серым цветом. Из рис. 3 следует, что основное число событий РВII соответствует, примерно, $1 < {{M}_{a}} < 2.9$ в обоих циклах со значениями плотности и магнитного поля в широком диапазоне. Наблюдается дополнительный пик в области $4.5 < {{M}_{a}} < 5.5$ в 23 и 24 циклах.

С ростом ${{M}_{a}}$ значения плотности повышаются (рис. 3b1, 3b2), что соответствует уменьшению расстояния ($h$, рис. 3c1, c2) от Солнца. Наибольшие плотности соответствуют величинам начала регистрации на пределе чувствительности проборов Wind/WAVES и STEREO. Значения $B$ (рис. 3d1, d2) и ${{V}_{a}}$ (рис. 3e1, e2) снижаются. Резкий рост числа РВII на гистограммах в обоих циклах соответствует $1 < {{M}_{a}} < 1.5$. По-видимому, для разных КВМ, входящих в этот диапазон, реализуются различные механизмы генерации РВII. Этим значениям ${{M}_{a}}$ соответствуют РВII, генерируемые ударными волнами, распространяющимися поперек магнитного поля в модели Пикельнера и Гинцбурга [17], и случаи генерации РВII, соответствующие условию Мэн и др. [9] для квазипараллельных фронтов. Часть РВII может быть связана с ударными волнами, движущимися вдоль магнитного поля, где реализуется механизм генерации РВII, предложенный в работе [22]. Следует заметить, что относительная скорость движения электронов и ионов при таком механизме много меньше тепловой скорости электронов и, следовательно, обычная бунемановская неустойчивость, имеющая место при перпендикулярных ударных волнах, не реализуется. Вместо этого развивается модифицированная бунемановская неустойчивость. В настоящее время неясно, какая модель (с поперечными или продольными по отношению к невозмущенному магнитному полю ударными волнами) является преобладающей для генерации РВII. В обоих случаях ${{M}_{a}}$, начиная с которого возникает радиоизлучение, приблизительно одинаково и составляет 1.25–1.3.

Всего в диапазоне $1 < {{M}_{a}} < 1.6$ находится 76 (22.49%) РВII в 23 цикле и 42 (23.33%) в 24 цикле. При общем снижении числа РВII в этом диапазоне в 24 цикле относительное значение числа РВII выше, чем в 23. В диапазоне $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$ находится 111 (32.84%) РВII в 23 цикле и 51 (28.33%) в 24 цикле. Основное снижение числа РВII в 24 цикле наблюдается именно для значений $1 < {{M}_{a}} < 2.9$ со 187 в 23 цикле к 93 в 24 цикле. В этой же зоне находятся почти все события, соответствующие сильным магнитным полям (третьей группе по $B$). При этом в 24 цикле в интервале $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$ значительно снижено число событий с начальными плотностями плазмы менее ${{10}^{6}}$ см^–3, фоновым магнитным полем менее 20 $\mu {\text{T}}$, начинающихся на высотах более 2.5 $Rs$. Число событий с ${{M}_{a}} > 2.9$ изменяется с 31 (9.17%) в 23 к 49 (27.22%) в 24 циклах, т.е. их относительное число в 24 цикле примерно в 3 раза больше, чем в 23. Этим величинам ${{M}_{a}}$ соответствуют события первой и второй групп по магнитному полю с наименьшими значениями расстояний, высокими значениями плотности плазмы, ${{V}_{a}}$ ниже $ \approx {\kern 1pt} 800$ км/c. Наблюдается большое число РВII с ${{M}_{a}} \leqslant 1$: 61 событие (18.05%) в 23 цикле и 31 (17.22%) в 24 цикле. Относительно общего числа событий для каждого цикла число РВII КВМ с ${{M}_{a}} \leqslant 1$ остается примерно одинаковым. Эти события регистрируются на высотах 1.4–4.6 $Rs$ (1.5–5.8 $Rs$) в 23 (24) циклах при значениях ${{n}_{e}}$, $B$ и ${{V}_{a}}$ в широком диапазоне.

4. ЗАВИСИМОСТИ ПАРАМЕТРОВ РВII КВМ ОТ ВЕЛИЧИНЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ, АЛЬВЕНОВСКОЙ СКОРОСТИ И АЛЬВЕНОВСКОГО ЧИСЛА МАХА В ОБЛАСТИ НАЧАЛА РЕГИСТРАЦИИ КАЖДОГО СОБЫТИЯ В 23 И 24 ЦИКЛАХ

Зависимости параметров РВII КВМ от величины $B$, ${{V}_{a}}$ и ${{M}_{a}}$ на момент начала регистрации каждого РВII в 23 и 24 циклах приведены на рис. 4–6. Для каждого параметра дополнительно показаны гистограммы его величины (тонкие линии) и аппроксимации полиномами второй степени (толстые линии), которые демонстрируют общие тренды для каждой зависимости. Для параметра $PA$ (локализация КВМ по широте) показаны только события, не относящиеся к типу HALO.

На рис. 4 приведены гистограммы суммарного числа РВII КВМ в КО с шагом 5 $\mu $T и зависимости параметров РВII КВМ от $B$. Как и на рис. 2, выделены три группы в зависимости числа РВII КВМ от $B$. Из рис. 4 следует, что в первой группе, в которой наблюдается наибольшее снижение числа РВII в 24 цикле, снизилась средняя скорость РВII КВМ, резко уменьшилось число и высокоскоростных, и низкоскоростных событий. КВМ с ${{V}_{{{\text{cme}}}}} > 1500$ км/c полностью отсутствуют в 24 цикле (рис. 4b1, b2), уменьшилось число РВII КВМ типа HALO с 74 до 27 (рис. 4с1, с2), уменьшилось число высокоширотных событий (рис. 4d1, d2) и понизились значения ускорений РВII КВМ (рис. 4e1, e2). Средние масса и энергия РВII КВМ остались примерно на одном уровне (рис. 4f1, f2, g1, g2). РВII КВМ с наибольшими скоростями, углами раствора, массой и энергией соответствуют второй группе. В третьей группе зависимости скорости, ускорения, массы и энергии от $B$ отличаются в 23 и 24 циклах. В 23 цикле среднее значение скорости РВII КВМ остается на одном уровне, ускорения растет, а массы и энергии снижается, а в 24 цикле средние значения скорости и ускорения снижаются, а массы и энергии остаются, приблизительно, на одном уровне.

На рис. 5 показаны гистограммы суммарного числа РВII КВМ в КО с шагом 50 км/с и зависимости их параметров от величины ${{V}_{a}}$ в 23 и 24 циклах. Так как магнитное поле в 24 цикле значительно ниже, чем в 23, то и верхний предел значений ${{V}_{a}}$ для большинства событий в 24 цикле смещен в сторону более низких величин. Однако резкий рост числа РВII начинается примерно одинаково, с ${{V}_{a}} \cong 250$ км/с в обоих циклах. Из рис. 5 следует, что в обоих циклах распределения числа событий имеют широкие максимумы с рядом отдельных пиков. В 23 цикле наблюдается один более высокий максимум числа РВII КВМ при ${{V}_{a}} \cong 600$ км/с, а также два дополнительных максимума при ${{V}_{a}} \cong 450$ км/с и ${{V}_{a}} \cong 800$ км/с. В 24 цикле главный максимум соответствует ${{V}_{a}} \cong 500$ км/с, а более низкий пик ${{V}_{a}} \cong 750$ км/с. Общие тренды для каждого из параметров РВII КВМ приблизительно одинаковы и в 23, и в 24 циклах. В области ${{V}_{a}}$ от 500 до 1000 км/с и в 23, и в 24 циклах находятся РВII КВМ из третьей группы зависимости от магнитного поля, т.е. РВII КВМ с максимальными значениями магнитного поля для данного цикла.

На рис. 6 представлены гистограммы суммарного числа РВII КВМ в КО с шагом 0.5 и зависимости параметров РВII КВМ от значений ${{M}_{a}}$. Аналогично обозначениям на рис. 3, значения параметров КВМ, соответствующих интервалам $1 < {{M}_{a}} < 1.6$, отмечены светло-серым цветом, а $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$ – темно-серым цветом. Из приведенных зависимостей следует, что с ростом ${{M}_{a}}$ растут скорости, масса, энергия и абсолютные значения ускорения. Значения угла раствора КВМ, не относящиеся к типу HALO, растут при увеличении ${{M}_{a}}$ до 4.5, а затем снижаются. Большинство РВII КВМ c $1 < {{M}_{a}} < 1.6$ имеют скорости от $ \approx {\kern 1pt} 300$ до $ \approx {\kern 1pt} 1300$ км/с, ускорение от –50 до +50 м/с². То есть РВII, которые согласно теоретическим моделям могут генерироваться при $1 < {{M}_{a}} < 1.6$, соответствуют не самые мощные и не самые быстрые КВМ. РВII КВМ c $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$, в среднем, имеют более высокие значения всех параметров и, в основном, имеют отрицательное ускорение. Это более быстрые и мощные события, локализованные, в основном, на средних широтах в 24 цикле и на средних и низких широтах в 23 цикле. Основное снижение числа РВII КВМ произошло именно для событий с $1 < {{M}_{a}} < 2.9$. РВII КВМ c ${{M}_{a}}$ более 3 имеют наивысшие скорости, значения массы, энергии и доминирующее отрицательное ускорение. События типа “не HALO” имеют более низкие значения угла раствора и относятся к первой и второй группам по магнитному полю. Все КВМ с ${{M}_{a}} > 6.1$ в 23 цикле и с ${{M}_{a}} > 5.2$ в 24 цикле – это КВМ типа HALO.

На рис. 6b1, b2 показаны также средние за КО значения ${{V}_{a}}$ (тонкая светлая сплошная линия). Для РВII КВМ с ${{V}_{{{\text{cme}}}}} \leqslant {{V}_{a}}$ также и ${{M}_{a}} \leqslant 1$ и, соответственно, ударные волны возникать не могут. В 23 цикле наблюдалось 61 (18.05%), а в 24–31 (17.22%) подобное событие. Это может свидетельствовать о том, что РВII, сопутствующие этим КВМ, могут быть следствием разных механизмов генерации. В эту группу входят КВМ, локализованные на всех широтах, с низким ускорением, массой и энергией, средними скоростями, обладающие широким диапазоном углов раствора. Следует отметить, что ударные волны от КВМ, имеющих малые углы раствора и локализованных вблизи края солнечного лимба, могут не регистрироваться на орбите Земли. Для КВМ, произошедших вблизи центра солнечного диска и сопровождающихся генерацией РВII, должны наблюдаться ударные волны на орбите Земли с соответствующей временнóй задержкой. Однако для довольно большого числа таких РВII КВМ ударные волны на орбите Земли не наблюдаются. Выяснение этого вопроса очень важно, так как РВII используются в качестве ранних индикаторов в прогнозировании космической погоды.

В работе [55] были рассмотрены РВII, наблюдавшиеся на Wind/WAVES с сопутствующими КВМ, локализованными в пределах 30° от центрального меридиана. Ими было обнаружено, что 21 из 74 РВII КВМ (28%) не сопровождались ударными волнами на орбите Земли, хотя для этих КВМ ударные волны должны были регистрироваться на орбите Земли с соответствующим временн${\text{ы}}\prime $м запаздыванием. Параметры РВII КВМ, не сопровождавшихся наблюдениями ударных волн на орбите Земли, были сопоставлены с параметрами РВII КВМ, сопровождавшихся наблюдениями ударных, и с параметрами КВМ, не сопровождавшихся РВII. Согласно их результатам параметры РВII КВМ, не сопровождавшихся наблюдениями ударных волн на орбите Земли, значимо отличались. Это были слабые, низкоскоростные, с малыми углами раствора КВМ. Они предположили, что поскольку это довольно слабые события (это соответствует значениям параметров ряда КВМ с ${{V}_{{{\text{cme}}}}} \leqslant {{V}_{a}}$, полученными в данном исследовании), то, возможно, что ударные волны формируются на малых расстояниях от Солнца, а затем затухают, так как у КВМ нет достаточной энергии для поддержания необходимых для ударной волны условий. Однако следует заметить, что в данной работе параметры плазмы определялись на моменты начала регистрации каждого события. Для РВII с начальной частотой, равной предельной частоте регистрации по данным Wind (14 МГц), в 23 цикле было зарегистрировано 20 РВII, а в 24 – 14 РВII. Для РВII с начальной частотой, равной предельной частоте регистрации по данным STEREO (16 МГц), в 24 цикле было зарегистрировано 2 РВII. Для этих событий возможно, что ударные волны формировались на более низких высотах, а к моменту их регистрации они уже затухли, но для 41 (65.57%) РВII в 23 цикле и 15 (48.39%) РВII в 24 цикле, начало регистрации которых соответствует более низким частотам и, соответственно, большим расстояниям, это объяснение не подходит. Также в работе [55] было предположено, что поскольку исследуемые ими КВМ имеют малые углы раствора, то на направление их распространения могут оказывать влияние близлежащие корональные дыры, и на орбите Земли может фиксироваться только область КВМ без ударной волны. Однако 24 (39.34%) РВII КВМ с ${{V}_{{{\text{cme}}}}} \leqslant {{V}_{a}}$ и ${{M}_{a}} \leqslant 1$ в 23 цикле и 17 (54.84%) в 24 – это КВМ с углом раствора более 100°, а 14 (22.95%) в 23 и 8 (25.81%) РВII КВМ в 24 циклах в этой группе являются КВМ типа HALO и, следовательно, это объяснение для данных событий не подходит.

На рис. 7b отдельно показаны значения скорости для каждого РВII КВМ (значки) и рассчитанные для каждого КО ${{V}_{a}}$ (сплошная линия), а на рис. 7с – разность между ${{V}_{{{\text{cme}}}}}$ РВII КВМ и ${{V}_{a}}$ для каждого события. На рис. 7а повторен график изменения суммарного числа РВII КВМ в КО для удобства сопоставления. События со скоростью меньше ${{V}_{a}}$ наблюдаются в периоды максимума обоих циклов. Они могут соответствовать всем трем группам по магнитному полю. Одним из объяснений того, что для ряда событий скорость РВII КВМ ниже ${{V}_{a}}$, а РВII наблюдаются, может служить то, что ${{V}_{a}}$ рассчитывалась не конкретно для момента наблюдения каждого КВМ, а как среднее значение за КО. Для расчета плотности плазмы в области РВII КВМ была использована модель [49], которая тоже дает приблизительные значения. Соответственно, в конкретные моменты наблюдения РВII КВМ ${{V}_{a}}$ могла быть ниже. Кроме того, в каталоге CDAW представлены значения скоростей КВМ в картинной плоскости, определенные только для одной области каждого КВМ, движущейся с наибольшей скоростью, использование которых является допустимым при статистических исследованиях [56]. Но большое относительное число этих событий (18.05% в 23 цикле и 17.22% в 24-м), которое остается на одном уровне в обоих циклах, а также концентрация параметров этих КВМ к определенным значениям и фазе солнечной активности свидетельствуют о неслучайном характере их появления.

Большинство исследованных РВII считаются генерируемыми плазменным механизмом с локализацией на или за фронтом или на флангах ударной волны, вызванной КВМ. Режим модели [17] при перпендикулярных ударных волнах может реализоваться при $1 < {{M}_{a}} < 1.6$, а в случае генерации РВII в МГД ударных волнах, распространяющихся вдоль магнитного поля $1 < {{M}_{a}} < 1.5$ [22]. Возможно, что для РВII, соответствующих КВМ со скоростями, равными или ниже ${{V}_{a}}$ и ${{M}_{a}} \leqslant 1$, могут реализовываться какие-то иные механизмы генерации РВII, например, механизм, предложенный в работе [57]. Согласно этой модели часть событий может быть связана с генерацией некогерентного синхротронного излучения от около релятивистских электронов, взаимодействующих с магнитным полем в области КВМ или между ударной волной и КВМ. Источниками релятивистских электронов могут быть быстрая ударная волна, вызванная КВМ, вспышка, токовый слой КВМ или некий иной процесс выделения энергии. В работе [58] детально рассмотрен ряд событий, для которых возможно реализуется синхротронный механизм генерации РВII вместо плазменного. РВII с предполагаемым синхротронным механизмом связаны с быстрыми КВМ, имеющими большой угол раствора, часто это КВМ типа HALO. Эти РВII имеют широкую частотную полосу, которая в несколько раз превышает полосу частот РВII с плазменным механизмом. Возможно, что большой угол раствора КВМ может приводить к увеличению масштаба неоднородности областей, ответственных за радиоизлучение. Кроме того, в подобных событиях зависимости частоты от времени как наблюдаемые, так и рассчитанные, не соответствуют тем, которые должны быть в РВII при плазменном механизме [57].

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Представлены результаты исследования РВII и РВII КВМ, а также параметров плазмы на моменты начала генерации/регистрации каждого РВII в 23 и 24 циклах с 1995 по 2017 г. Результаты свидетельствуют, что число РВII и средние значения $B$, ${{V}_{a}}$, $h$, ${{n}_{e}}$ и ${{M}_{a}}$ изменяются в виде отдельных импульсов в обоих циклах. Рассчитанные для областей начала регистрации каждого РВII значения $B$, ${{V}_{a}}$, $h$, ${{n}_{e}}$ и ${{M}_{a}}$, как и параметры РВII КВМ, отличаются в 23 и 24 циклах. В обоих циклах к максимуму активности $B$, ${{V}_{a}}$ и $h$ растут, а ${{M}_{a}}$ остается приблизительно на одном уровне, но в 23 цикле максимальное число РВII в КО и средние значения всех параметров плазмы наблюдались на всех фазах цикла, приблизительно, на одном уровне. В 24 цикле в изменениях числа РВII в КО и значениях всех параметров плазмы наблюдаются два пика с характерным провалом. Наибольшие расстояния начала генерации РВII наблюдаются на фазах максимума и спада в обоих циклах.

Число событий растет с ростом магнитного поля. При этом возрастает и среднее расстояние начала генерации РВII, растет ${{V}_{a}}$ и, соответственно, снижается ${{M}_{a}}$. В зависимости от $B$ выделяются три группы в каждом цикле: $0\;\mu {\text{T}} < B < 30\;\mu {\text{T}}$, $30\;\mu {\text{T}} < B < 50\;\mu {\text{T}}$, $B > 50\;\mu {\text{T}}$ с числом РВII КВМ в каждой группе: 159, 103 и 76 в 23 цикле и 67, 75 и 38 в 24 цикле. Наибольшее число РВII КВМ в 23  цикле соответствует первой группе (159), а в 24 – второй (75). В 24 цикле число РВII КВМ уменьшилось во всех группах, но основное снижение произошло за счет событий первой группы со 159 до 67, регистрируемых при низких плотностях и бóльших расстояниях. При этом в 24 цикле снизилась средняя скорость РВII КВМ, уменьшилось число как высокоскоростных, так и низкоскоростных событий. Полностью отсутствуют КВМ с ${{V}_{{{\text{cme}}}}} > 1500$ км/с. Также снизились среднее значение угла раствора, уменьшилось число КВМ типа HALO, число высокоширотных событий, значения ускорения и средняя энергия РВII КВМ. События второй группы ($30\;\mu {\text{T}} < B < 50\;\mu {\text{T}}$) наблюдаются на меньших расстояниях, при бóльших значениях плотностях плазмы, с меньшим разбросом ${{V}_{a}}$, максимальными значениями ${{M}_{a}}$ и ${{V}_{{{\text{cme}}}}}$ в 24 цикле. К третьей группе ($B > 50\;\mu {\text{T}}$) относятся события, регистрируемые на минимальных расстояниях при максимальных значениях $B$, ${{n}_{e}}$ и ${{V}_{a}}$.

На снижение числа РВII в 24 цикле могло повлиять уменьшение времени существования фотосферных магнитных полей высокой напряженности. В 23 цикле фотосферные магнитные поля высокой напряженности наблюдались в течение 120 КО с 1930 по 2050 КО, тогда как в 24 цикле поля высокой напряженности наблюдались в течении 70 КО с 2110 по 2180 КО [53]. Возможно, что причиной снижения числа регистрируемых DH РВII стало и то, что вследствие снижения напряженности коронального магнитного поля и плотности корональной плазмы, РВII в 24 цикле генерируются на более низких высотах в атмосфере Солнца, и ряд РВII метрового диапазона не получили продолжения в DH диапазоне.

Максимальные значения ${{V}_{a}}$ смещены к более низким величинам в 24 цикле из-за общего снижения магнитного поля. Но рост числа РВII начинается одинаково, примерно, с ${{V}_{a}} \cong 250$ км/c в обоих циклах.

Большинство РВII КВМ соответствуют $1 < {{M}_{a}} < 2.9$ и основное снижение числа РВII КВМ в 24 цикле наблюдается именно для событий с $1 < {{M}_{a}} < 2.9$. РВII КВМ c $1 < {{M}_{a}} < 1.6$ имеют скорости от 300 до 1000 км/с и ускорения от ‒50 до +50 м/с². То есть это не самые мощные и не самые быстрые события. Этим значениям ${{M}_{a}}$ соответствуют РВII, которые могут генерироваться разными механизмами: ударными волнами, распространяющимися поперек магнитного поля [17], ударными волнами, движущимися вдоль магнитного поля [22], механизмом, предложенным в работе [9] для квазипараллельных фронтов.

РВII КВМ c $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$ в среднем имеют более высокие значения всех параметров и, в основном, имеют отрицательное ускорение. Это более быстрые и мощные события, локализованные на средних широтах в 24 цикле, а в 23 цикле на средних и низких широтах. РВII КВМ c ${{M}_{a}}$ более 3 имеют наивысшие скорости, массу, энергию и доминирующее отрицательное ускорение. События типа “не HALO” имеют более низкие значения угла раствора и относятся к первой и второй группам по магнитному полю. В 24 цикле в интервале $1.6 < {{M}_{a}} < 2.9$ значительно снижено число событий с начальными плотностями плазмы менее ${{10}^{6}}$ см^–3, фоновым магнитным полем менее 20 $\mu {\text{T}}$, начинающихся на высотах более 2.5 $Rs$. Все КВМ с ${{M}_{a}} > 6.1$ в 23 цикле и с ${{M}_{a}} > 5.2$ в 24 цикле – это КВМ типа HALO.

РВII КВМ в количестве 61 (18.05%) в 23 цикле и 31 (17.22%) в 24 цикле регистрируются при ${{V}_{{{\text{cme}}}}} \leqslant {{V}_{a}}$ и ${{M}_{a}} \leqslant 1$, в основном, в максимумах 23 (24) циклов при значениях ${{n}_{e}}$ и $B$ в широком диапазоне. Возможно, что в этих событиях реализуется другой, не плазменный механизм генерации РВII.