1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 59, № 1, 2019

Геомагнетизм и аэрономия, 2019, T. 59, № 1, стр. 10-18

Корреляция радиальной и меридиональной компонент ММП и скорости солнечного ветра: зависимость от времени и частоты флуктуаций

Д. В. Ерофеев *

Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН
Приморский край, г. Уссурийск, Россия

* E-mail: dve_08@mail.ru

Поступила в редакцию 07.11.2017
После доработки 27.09.2018
Принята к публикации 24.05.2018

Полный текст (PDF)

Аннотация

Исследовано поведение корреляции радиальной BR и нормальной BN -компонент ММП в зависимости от времени, типа течения солнечного ветра и частоты флуктуаций, с учетом особенностей в секторах ММП разного знака. По данным КА WIND за 1995–2011 гг. найдено, что наиболее сильная корреляция BR и BN имеет место в периоды минимумов солнечной активности, при этом среднегодовые значения коэффициента корреляции CRN подчиняются правилу: CRN > 0 или CRN < 0 соответственно севернее или южнее гелиосферного токового слоя. Изменение коэффициента корреляции в ходе солнечного цикла происходит приблизительно одинаковым образом в медленных и быстрых потоках солнечного ветра. Зависимость корреляции BR и BN от частоты флуктуаций исследована в диапазоне 1.2 × 10−5–8.3 × 10–3 Гц, обнаружено, что корреляция максимальна на низких частотах, а начиная от 10–4 Гц медленно уменьшается с ростом частоты. Также найдено, что на частотах около 10−4 Гц и выше флуктуации компонент скорости солнечного ветра VR и VN коррелируют аналогично компонентам ММП BR и BN.

1. ВВЕДЕНИЕ

Направление вектора межпланетного магнитного поля (ММП) претерпевает значительные вариации [Burlaga and Ness, 1997; Веселовский и Тарсина, 2001; Borovsky, 2010], что приводит, в частности, к появлению значительной меридиональной составляющей магнитного поля. Причинами появления меридиональной компоненты ММП являются крупномасштабные неоднородности гелиосферы, такие как области взаимодействия быстрых и медленных потоков солнечного ветра и вызванные солнечной активностью возмущения [Zhang and Moldwin, 2014], систематические и случайные перемещения оснований силовых линий ММП на Солнце [Fisk, 2001; Giacalone and Jokipii, 2004], присутствующие в солнечном ветре турбулентные флуктуации, в том числе альвеновские волны [Bruno and Carbone, 2005; Zhang et al., 2014], а также, возможно, и другие процессы, происходящие на Солнце и в межпланетном пространстве. Поведение меридиональной компоненты ММП является одним из диагностических параметров для исследования процессов в гелиосфере, кроме того, оно имеет значение для взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли [Zhang et al., 2014] и для переноса космических лучей в гелиосфере [Jokipii, 2001].

Несколько исследований выявили анизотропию ММП, которая характеризуется корреляцией между вариациями меридиональной и радиальной компонент вектора магнитного поля. В среднем за большой период времени эта корреляция близка к нулю, однако Понявин и Усманов [1985] и Обридко и др. [2004] нашли, что заметная корреляция меридиональной и радиальной компонент ММП существует, но она изменяет знак в течение года в связи с изменением гелиографической широты точки наблюдения. Как полагают авторы указанных работ, годовая вариация коэффициента корреляции объясняется расхождением силовых линий ММП от экватора. [Lyatsky et al., 2003] применили иной метод исследования, который позволил сравнить корреляцию компонент ММП Bx и Bz (GSE) в секторах ММП разной полярности, при этом сезонный ход корреляции не рассматривался. В результате обнаружено, что заметная корреляция Bx и Bz существует в периоды низкой солнечной активности, при этом она имеет противоположные знаки в секторах ММП разной полярности, и в каждом из секторов знак корреляции различен во время двух соседних минимумов солнечной активности. Эти результаты были подтверждены в работе [Youssef et al., 2012] на более обширном материале, охватывающем 4 минимума солнечной активности (в этой работе была также найдена слабая корреляция Bz и радиальной компоненты скорости солнечного ветра). Систематическое различие знаков корреляции Bx и Bz в секторах ММП разной полярности указывает на то, что корреляция имеет разные знаки севернее и южнее гелиосферного токового слоя (ГТС), что не вполне согласуется с результатами [Понявина и Усманова, 1985] и [Обридко и др., 2004].

Судя по результатам работ [Lyatsky et al., 2003; Youssef et al., 2012], корреляция меридиональной и радиальной компонент ММП является индикатором особого типа анизотропии флуктуаций магнитного поля, существенно связанного с характерными для периодов низкой солнечной активности условиями в гелиосфере. [Lyatsky et al., 2003] высказали предположение, что такими условиями могут быть устойчивые широтные градиенты скорости и плотности солнечного ветра, которые наблюдаются в приэкваториальной области гелиосферы в периоды минимумов солнечной активности [Kojima et al., 1998; McComas et al., 2000]. Частичное подтверждение этого предположения получено недавно при анализе данных космического аппарата Ulysses [Erofeev, 2016]. Однако для окончательного выяснения природы обсуждаемого феномена имеющейся информации недостаточно. В настоящей работе преследуется цель получить дополнительные, по возможности разносторонние, сведения о поведении корреляции меридиональной и радиальной компонент ММП. Для этого предприняты поиски ответов на следующие вопросы: 1). Как ведет себя корреляция меридиональной и радиальной компонент ММП на разных временных масштабах? 2) Имеются ли различия в поведении корреляции между низкоскоростным солнечным ветром и высокоскоростными потоками? 3) Каким образом корреляции меридиональной и радиальной компонент ММП зависит от частоты флуктуаций магнитного поля? 4) Существует ли подобная корреляция у флуктуаций радиальной и меридиональной компонент скорости солнечного ветра, и если существует, то в каком диапазоне частот? Материалом для исследования послужили данные космического аппарата WIND с минутным временным разрешением, полученные в спокойных областях солнечного ветра в период с 1995–2011 гг. При анализе данных априори учитывалась обнаруженная [Lyatsky et al., 2003] зависимость поведения корреляции от полярности сектора ММП.

2. ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОД ИХ ОБРАБОТКИ

2.1. Экспериментальные данные и их селекция

Экспериментальными данными для нашего исследования послужили измерения вектора ММП и вектора скорости солнечного ветра (СВ), полученные в 1995–2011 гг. приборами космического аппарата WIND в околоземной области гелиосферы. Данные о магнитном поле [Lepping et al., 1995] имеют временное разрешение 1 мин, данные о векторе скорости даны с интервалом около 92 с, который варьируется в небольших пределах. При идентификации возмущений солнечного ветра (см. ниже) принимались во внимание также измерения плотности и температуры плазмы солнечного ветра. Измерения ММП и скорости СВ были преобразованы из исходной системы отсчета GSE в систему RTN, что исключает сезонный эффект, вызванный изменением ориентации оси Z координатной системы GSE (см. [Понявин и Усманов, 1985]). Таким образом, вектор ММП представлен радиальной BR, трансверсальной BT и нормальной BN-компонентами, причем нормальная компонента направлена по касательной к солнечному меридиану. При сравнении с результатами других работ следует иметь в виду, что корреляция компонент ММП BR и BN имеет знак, обратный знаку корреляции компонент Bx и Bz в системе GSEQ.

Для анализа были отобраны те интервалы времени, когда космический аппарат находился вне областей сильных возмущений СВ. К сильным возмущениям были отнесены, в частности, такие долгоживущие неоднородности, как области взаимодействия быстрых и медленных потоков СВ (включая фронты высокоскоростных потоков) и окрестности секторных границ ММП. Сильными возмущениями также считались резкие возрастания плотности плазмы или напряженности магнитного поля, интервалы с нестабильной ориентацией вектора ММП и другие вариации параметров, которые по морфологическим признакам могли быть связаны с эруптивными явлениями. Исключение возмущений из рядов данных производилось с помощью компьютерной программы, которая позволяла идентифицировать возмущения визуально, наблюдая графики вариаций ММП и параметров плазмы солнечного ветра на экране монитора (при этом какие-либо формальные числовые критерии не применялись). Кроме того, измерения в пределах каждого из отобранных для анализа интервалов времени помечались как относящиеся к сектору ММП определенной полярности, а также к одному из двух типов квазистационарных течений – медленному солнечному ветру или телу высокоскоростного потока. Отобранные для анализа измерения составили 64% от объема исходных данных.

2.2. Метод расчета функций когерентности

При расчете функций когерентности (разд. 3.3 и 3.4) мы в основном следовали методике, описанной в книге Отнеса и Эноксона [1982]. Комплексная функция когерентности ${{\gamma }_{B}}(\nu )$ компонент магнитного поля BR и BN рассчитывалась по формуле

${{\gamma }_{B}}(\nu ) = \frac{{\left\langle {{{F}_{R}}(\nu )F_{N}^{*}(\nu )} \right\rangle }}{{\sqrt {\left\langle {{{{\left| {{{F}_{R}}(\nu )} \right|}}^{2}}} \right\rangle \left\langle {{{{\left| {{{F}_{N}}(\nu )} \right|}}^{2}}} \right\rangle } }},$
где $\nu $ – частота, FR и FN – Фурье-спектры флуктуаций BR и BN, звездочка обозначает комплексное сопряжение, а угловые скобки – усреднение по множеству независимых оценок спектров. Для расчета спектров из ряда измерений вектора ММП извлекались выборки длиной от 2000 до 4096 мин, равномерно заполненные данными (допускалось наличие в выборке нескольких изолированных пропусков данных, которые заполнялись путем интерполяции). Из каждой выборки удалялись среднее значение и линейный тренд, затем компоненты вектора ММП нормировались путем деления на их среднеквадратичные значения. Нормированная выборка умножалась на косинусное временное окно и при необходимости дополнялась нулевыми значениями до стандартной длины 4096 мин, после чего рассчитывались Фурье-спектры FR и FN. Усреднение при расчете ${{\gamma }_{B}}(\nu )$ производилось двояким образом: сначала делалось сглаживание каждого спектра по 7 точкам, а затем усреднение по множеству спектров.

Интервал дискретизации данных КА WIND о векторе скорости СВ в среднем составляет 92 с, однако он изменяется в небольших пределах. Так как это обстоятельство создает трудности при вычислении Фурье-спектров, измерения скорости были преобразованы путем интерполяции на равномерную сетку с шагом 1 мин. После этого по данным о радиальной VR и нормальной VN -компонентах скорости рассчитывалась их функция когерентности ${{\gamma }_{V}}(\nu )$ описанным выше способом.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ

3.1. Зависимость корреляции от фазы солнечного цикла

На рисунке 1 сплошной линией показаны значения коэффициента корреляции CRN радиальной BR и нормальной BN-компонент магнитного поля в зависимости от времени. Расчет CRN был сделан по измерениям ММП, полученным в пределах отобранных нами относительно невозмущенных интервалов времени (см. раздел 2.1), отдельно для положительного и отрицательного секторов ММП. При расчете производилось усреднение данных за интервал длиной в 1 г., который последовательно сдвигался на 0.25 г. Вероятные статистические погрешности оценок коэффициента корреляции не превышают 0.005. Графики рис. 1 демонстрируют систематическое изменение CRN в ходе магнитного цикла Солнца. Наибольшие по абсолютной величине значения коэффициента корреляции достигаются вблизи минимумов солнечной активности (последние имели место в 1996 г. и 2009 г.), при этом CRN имеет противоположные знаки в положительном и отрицательном секторах ММП. Кроме того, в каждом из секторов ММП CRN имеет разные знаки в соседних минимумах солнечной активности, что очевидно связано с изменением знака полярного магнитного поля Солнца. Эти выводы находятся в согласии с результатами работ [Lyatsky et al., 2003; Youssef et al., 2012]. Кроме систематического изменения в ходе солнечного цикла, CRN претерпевает нерегулярные вариации с временными масштабами 2–5 лет, которые мы будем называть “среднемасштабными”. В ходе таких вариаций, коэффициент корреляции иногда достигает существенно отличных от нуля значений |CRN| ≈ 0.1 даже при высокой солнечной активности. Среднемасштабные вариации CRN, происходящие в положительном и отрицательном секторах ММП, не коррелируют.

Рис. 1.

Коэффициент корреляции CRN компонент ММП BR и BN (сплошная линия) и коэффициент корреляции CTN компонент ММП BT и BN (штриховая линия), в зависимости от времени. а – по измерениям в положительном секторе ММП, б – по измерениям в отрицательном секторе ММП. На графиках отмечены эпохи минимумов солнечной активности (символ m) и смены знака полярного магнитного поля Солнца (символ R).

Таким образом, в периоды низкой солнечной активности знак корреляции BR и BN зависит как от полярности сектора ММП, так и от ориентации полярного магнитного поля Солнца. Однако эти параметры связаны между собой. Хорошо известно, что в периоды низкой солнечной активности гелиосфера разделена на две области с противоположным направлением магнитного поля, причем разделяющий эти области гелиосферный токовый слой (ГТС) расположен вблизи экватора и имеет небольшую протяженность по широте [Smith, 2008]. Поэтому в течение одного оборота Солнца наблюдающий ММП космический аппарат находится попеременно то севернее, то южнее ГТС, и в соответствии с этим он регистрирует магнитные секторы разной полярности. При этом соответствие между полярностью ММП и положением точки наблюдения относительно ГТС зависит от ориентации солнечного магнитного поля. В период минимума солнечной активности 1995–1997 гг. положительный и отрицательный секторы ММП регистрировались соответственно севернее и южнее ГТС, тогда как в эпоху минимума 2008–2010 гг. положительный сектор регистрировался южнее ГТС, а отрицательный – севернее ГТС. Сопоставление этих фактов с данными рис. 1 приводит к выводу, что в эпохи минимумов солнечной активности CRN > 0 севернее ГТС и CRN < 0 южнее ГТС, независимо от ориентации солнечного магнитного поля. Этот вывод относится к среднегодовым значениям коэффициента корреляции.

Корреляция компонент ММП BR и BN, очевидно, отражает присутствие флуктуаций вектора магнитного поля, преимущественно ориентированных под острым углом к координатной оси N. Систематический наклон флуктуаций к оси N может, вообще говоря, вызывать корреляцию BN с обеими горизонтальными составляющими ММП, BR и BT. Поэтому интересно сравнить поведение CRN с поведением коэффициента корреляции CTN компонент магнитного поля BT и BN. Временной ход CTN показан на графиках рис. 1 штриховой линией. На этих графиках можно видеть, что в годы минимумов солнечной активности (1996 г. и 2009 г.) CTN близок к нулю и по абсолютной величине намного меньше CRN. Это указывает на то, что флуктуации ММП, имеющие систематический наклон к оси N, ориентированы преимущественно параллельно плоскости RN (то есть, параллельно меридиональной плоскости Солнца). В среднем за периоды низкой солнечной активности (1995–1997 гг. и 2008–2010 гг.) CTN систематически отличается от нуля, но все же он по абсолютной величине значительно меньше CRN. Иная ситуация имеет место в периоды высокой и умеренной солнечной активности (1998–2006 гг.). В это время как CRN, так и CTN претерпевают вариации среднего временного масштаба (2–5 лет), причем вариации CRN и CTN положительно коррелируют и имеют приблизительно равные амплитуды. Это означает, что флуктуации ММП, имеющие систематический наклон к оси N, преимущественно ориентированы под большими углами к плоскости RN. При этом знаки CTN и CRN , как правило, совпадают, что указывает на ориентацию флуктуаций в плоскости, ортогональной к среднему направлению ММП (последнее характеризуется соотношением 〈BR〉 ≈ –〈BT〉). По-видимому, корреляция меридиональной и радиальной компонент ММП в периоды высокой солнечной активности имеет иную природу, чем в периоды минимумов солнечного цикла.

Можно предположить, что поведение корреляции компонент ММП BR и BN не одинаково в потоках солнечного ветра, имеющих разную скорость. Для проверки этого предположения, мы рассчитали временные зависимости CRN отдельно по выборкам данных, полученных в медленном СВ и в телах высокоскоростных потоков (исключая их фронты). Так как в эпохи минимумов и на фазе роста 11-летнего цикла высокоскоростные потоки сравнительно редки, выборки данных длиной в 1 г. малопредставительны. Поэтому при расчете зависимостей коэффициента корреляции от времени применялось скользящее усреднение за 2 г. Результаты расчета приведены на рис. 2 сплошной линией (данные для медленного СВ) и штриховой линией (данные для высокоскоростных потоков). Графики рисунка 2 показывают подобие, в основных чертах, вариаций коэффициента корреляции в медленных и быстрых потоках СВ. В частности, между медленными и быстрыми потоками СВ нет значительного систематического различия в значениях CRN для периодов низкой солнечной активности. В периоды высокой солнечной активности временные зависимости CRN для медленных и быстрых потоков СВ несколько расходятся, однако при этом их вариации среднего масштаба (3–5 лет) заметно коррелируют. Таким образом, поведение коэффициента корреляции CRN в медленных и быстрых потоках солнечного ветра не обнаруживает значительных различий.

Рис. 2.

Коэффициент корреляции CRN компонент ММП BR и BN в зависимости от времени, рассчитанный по измерениям в медленном солнечном ветре (сплошная линия) и в хвостовых частях высокоскоростных потоков (штриховая линия). а – для положительного сектора ММП, б – для отрицательного сектора ММП.

3.2. Короткопериодические вариации и гелиоширотная зависимость коэффициента корреляции

Рассмотрим теперь вариации коэффициента корреляции CRN, происходящие на короткой шкале времени 0.5–1 г. Вариации с такими периодами могут быть вызваны, в частности, изменением в течение года гелиографической широты точки наблюдения в пределах ±7.25°. Мы рассчитали CRN в функции времени, усредняя данные за интервал длиной 3 оборота Бартельса (81 сут), который последовательно сдвигался с шагом в 1 оборот. При усреднении за 3 оборота стандартные ошибки коэффициента корреляции не превышают 0.01, за исключением двух плохо обеспеченных данными интервалов времени: 7 оборотов в конце 2003 г.–начале 2004 г. и три оборота в начале 1996 г., в последнем случае только для положительного сектора ММП. Результаты расчета представлены на рис. 3. Они показывают, что на короткой временной шкале CRN претерпевает значительные вариации, которые, как правило, имеют нерегулярный характер, т.е. не обладают устойчивыми периодом и фазой. Заметное исключение составляет эпоха минимума солнечной активности 1995–1997 гг., когда в обоих секторах ММП происходили хорошо выраженные вариации CRN с периодом 1 г. и устойчивой фазой (рис. 3а). Экстремумы этих вариаций соответствовали по времени экстремумам гелиошироты точки наблюдения. Годовые вариации коэффициента корреляции в положительном и отрицательном секторах ММП совпадали по фазе, однако они происходили относительно отличных от нуля средних значений CRN, имеющих разные знаки. Поэтому абсолютные значения коэффициента корреляции в положительном и отрицательном секторах ММП изменялись противофазно. В положительном секторе ММП наименьшие значения |CRN| имели место весной, когда точка наблюдения максимально смещалась к югу от экватора. Так как в 1995–1997 гг. положительный сектор ММП наблюдался севернее ГТС, при максимальном перемещении космического аппарата на юг его расстояние от ГТС было наименьшим. В отрицательном секторе ММП низкие значения |CRN| имели место осенью, что также соответствует минимальному расстоянию по широте от ГТС. Отметим, что амплитуда годовой вариации CRN в отрицательном секторе ММП в 1995–1997 гг. была сравнима со средним значением коэффициента корреляции, или даже несколько превосходила последнее. Вследствие этого в осенние месяцы CRN уменьшался до близких к нулю значений и даже на некоторое время изменял знак. Этот факт указывает на то, что приведенная в разделе 3.1 связь знака CRN с положением точки наблюдения относительно ГТС верна только в среднем за достаточно большой интервал времени (1 г. или более).

Рис. 3.

Коэффициент корреляции CRN компонент ММП BR и BN в зависимости от времени, рассчитанный с усреднением за 3 оборота Солнца. Сплошной и штриховой линиями показаны результаты расчетов по измерениям ММП в положительном и отрицательном секторах ММП, графики а и б показывают разные интервалы времени. Вертикальными линиями на графиках отмечены моменты, когда гелиографическая широта точки наблюдения достигала наибольшего значения +7.25°.

В период следующего минимума солнечной активности 2008–2010 гг. в положительном секторе ММП происходили интенсивные короткопериодические вариации CRN, амплитуда которых была сравнима со средним значением коэффициента корреляции. Однако только на притяжении одного года, с осени 2008 г. по осень 2009 г., период и фаза этих вариаций приблизительно соответствовали изменению гелиошироты. Отсутствие устойчивой годовой вариации CRN свидетельствует о том, что гелиоширотная зависимость коэффициента корреляции была нестабильной. Отчетливо выраженная годовая вариация CRN не имела места и в отрицательном секторе ММП. Однако в 2007–2009 гг. в отрицательном секторе ММП происходили регулярные колебания коэффициента корреляции с периодом около полугода, причем максимумы CRN приблизительно совпадали по времени с экстремумами гелиошироты точки наблюдения (на графике рис. 3б можно различить до 6 таких максимумов). Полугодовая вариация может свидетельствовать о существенной нелинейности зависимости коэффициента корреляции от гелиошироты.

Таким образом, зависимость коэффициента корреляции от гелиографической широты точки наблюдения имеет место, однако она проявляется в разные периоды времени в разной степени и, по-видимому, в разной форме – как годовая или полугодовая вариация.

3.3. Зависимость корреляции от частоты флуктуаций

Частотная зависимость коэффициента корреляции компонент магнитного поля BR и BN была исследована с помощью комплексной функции когерентности ${{\gamma }_{B}}(\nu )$ (см. раздел 2.2). Для расчета ${{\gamma }_{B}}(\nu )$ взяты измерения ММП, полученные в периоды минимумов солнечной активности, в 1995–1997 гг. и 2008–2010 гг. Отобранные данные были разделены на две выборки в зависимости от положения точки наблюдения севернее или южнее ГТС. Такое разделение данных необходимо ввиду систематического различия знаков коэффициента корреляции CRN (см. раздел 3.1), из которого априори следует различие функций когерентности по фазе на 180°. Всего для расчета функций когерентности использовано около 380 оценок Фурье-спектров. Исследован диапазон частот от 1.2 × 10–5 до 8.3 × 10–3 Гц с разрешением около 2.5 × 10–5 Гц. При средней скорости солнечного ветра 400 км/с указанный частотный диапазон приблизительно соответствует диапазону пространственных масштабов от 5 × 104 до 3 × 107 км.

На рисунке 4 представлены модуль функции когерентности |γB| (который будем называть просто когерентностью) и ее фаза arg(γB) в зависимости от частоты. Оценки arg(γB), рассчитанные по измерениям севернее и южнее ГТС, систематически различаются и поэтому показаны на рис. 4б отдельно. Оценки |γB| усреднены по всем измерениям и имеют стандартную ошибку ≈0.02. На рис. 4а можно видеть, что когерентность максимальна в низкочастотном диапазоне от 1.2 × 10–5 до 10–4 Гц (периоды соответственно 23 и 2.8 ч). Начиная от частоты приблизительно 10–4 Гц и до верхней границы исследованного диапазона 8.3 × 10–3 Гц (период 2 мин) происходит монотонный спад когерентности, причем на верхней границе исследованного частотного диапазона |γB| еще достоверно отличается от нуля. Аппроксимация когерентности степенной зависимостью |γB| ∼ ${{\nu }^{n}}$ в диапазоне $\nu $ ≥ 10–4 Гц дает значение n = –0.40 ± 0.01. Оценки фазы функции когерентности (рис. 4б) концентрируются вблизи нулевого значения для данных, полученных севернее ГТС, и вблизи 180° для данных, полученных южнее ГТС. Различие функций когерентности по фазе на 180°, очевидно, обусловлено систематическим различием в знаке коэффициента корреляции компонент ММП BR и BN. При возрастании частоты статистические флуктуации оценок arg(γB) возрастают вследствие уменьшения когерентности, однако во всем исследованном диапазоне частот фаза не имеет заметных трендов или систематических отклонений от значений 0 и 180°. Последнее означает, что флуктуации компонент магнитного поля BR и BN не имеют относительных фазовых или временных сдвигов (кроме постоянного фазового сдвига на 180° для данных, полученных южнее ГТС).

Рис. 4.

Комплексная функция когерентности ${{\gamma }_{B}}(\nu )$ компонент ММП BR и BN для периодов низкой солнечной активности. а – Когерентность (модуль функции когерентности), пунктирной линией показано смещение оценок; б – фаза функции когерентности, рассчитанная отдельно по измерениям севернее ГТС (сплошная линия) и южнее ГТС (пунктир).

3.4. Корреляция компонент скорости VR и VN

Хорошо известно, что в часовом и минутном диапазонах периодов турбулентность солнечного ветра является альвеновской, то есть флуктуации векторов скорости и магнитного поля приблизительно коллинеарны (см., например, [Bruno and Carbone, 2005]). Исходя из этого факта, можно предположить, что в периоды низкой солнечной активности флуктуации компонент скорости солнечного ветра VR и VN коррелируют подобно флуктуациям компонент ММП BR и BN. С целью проверки этого предположения мы рассчитали функцию когерентности ${{\gamma }_{V}}(\nu )$ компонент скорости VR и VN, используя данные космического аппарата WIND за 1995–1997 гг. и 2008–2010 гг. (см. разд. 2.2). Также как при исследовании ММП в разделе 3.3, измерения скорости были разделены на две выборки в зависимости от положения космического аппарата севернее или южнее ГТС. Полученные функции когерентности компонент скорости ${{\gamma }_{V}}(\nu )$ представлены на рис. 5. Сначала обратим внимание на поведение фазы arg (γV) (рис. 5б). Можно отметить, что за исключением области самых низких частот $\nu $ < 5 × 10–5 Гц оценки фазы концентрируются около нулевого значения или около 180°, в зависимости от положения точки наблюдения севернее или южнее ГТС. Как отмечалось в предыдущем разделе, такое же поведение характерно для фазы функции когерентности компонент магнитного поля. Поэтому можно сделать вывод, что в часовом и минутном диапазонах периодов флуктуации VR и VN имеют тот же знак корреляции, что и флуктуации компонент ММП BR и BN. Когерентность компонент скорости |γV| (рис. 5а) имеет максимум на частотах между 5 × 10–5 и 10–4 Гц и затем медленно уменьшается с ростом частоты. Степенная аппроксимация |γV| ∼ ${{\nu }^{n}}$ в диапазоне $\nu $ ≥ ≥ 10–4 Гц дает значение n = –0.36 ± 0.02, которое близко к значению n = –0.40, полученному для |γB|. Таким образом, при $\nu $ ≥ 10–4 Гц функции когерентности скорости и магнитного поля обнаруживают одинаковое поведение, хотя значения |γV| в среднем несколько меньше значений |γB|. Однако в низкочастотном диапазоне $\nu $ ≤ 5 × 10–5 Гц (периоды флуктуаций больше 5 ч) когерентность компонент скорости VR и VN быстро падает с уменьшением частоты, что резко отличает ее поведение от поведения когерентности компонент ММП (ср. рис. 5а и рис. 4а).

Рис. 5.

Комплексная функция когерентности ${{\gamma }_{V}}(\nu )$ компонент скорости солнечного ветра VR и VN для периодов низкой солнечной активности. Обозначения такие же, как на рис. 4.

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

В работах [Понявина и Усманова, 1985] и [Обридко и др., 2004] было найдено, что коэффициент корреляции радиальной и меридиональной компонент ММП имеет разные знаки севернее и южнее гелиографического экватора. Этот результат был получен без учета информации о положении точки наблюдения относительно ГТС. Судя по результатам работ [Lyatsky et al., 2003; Youssef et al., 2012], а также настоящей работы, в периоды низкой солнечной активности корреляция радиальной и меридиональной компонент ММП имеет разные знаки севернее и южнее ГТС. Однако это правило также не является совершенно точным, поскольку оно иногда нарушается на короткой шкале времени, в частности в ходе годового изменения гелиошироты точки наблюдения. Из этого обстоятельства можно сделать вывод, что связь знака корреляции с положением ГТС имеет косвенный характер. [Lyatsky et al., 2003] высказали предположение о связи корреляции меридиональной и радиальной компонент ММП с широтным градиентом скорости солнечного ветра. К сожалению, измерения широтного градиента скорости СВ вблизи плоскости эклиптики имеют лишь эпизодический характер [Crooker et al., 1997; Веселовский и Шугай, 2010]. Сравнение измерений КА Ulysses и WIND позволило [Crooker et al., 1997] реконструировать широтно-долготную зависимость скорости СВ для небольшого интервала времени в начале 1995 г. В это время изменение знака широтного градиента скорости происходило на поверхности, по форме подобной ГТС, однако менее искривленной и вследствие этого занимавшей промежуточное положение между ГТС и плоскостью гелиографического экватора. Если такое поведение широтного градиента скорости СВ характерно в целом для периодов низкой солнечной активности, то оно хорошо объясняет как связь знака корреляции компонент ММП с положением ГТС, так и эпизодически происходящие нарушения этой связи.

Частотная зависимость корреляции компонент ММП BR и BN демонстрирует определенное соответствие со спектром турбулентности солнечного ветра. Корреляция максимальна в области низких частот, т.е. самых больших пространственных масштабов, и постепенно уменьшается в том диапазоне масштабов, который соответствует инерционному интервалу турбулентности СВ. С другой стороны, корреляция компонент скорости солнечного ветра VR и VN мала или отсутствует в области больших масштабов, но в инерционном интервале она ведет себя аналогично корреляции компонент ММП BR и BN. По-видимому, физический процесс, вызывающий корреляцию BR и BN, воздействует в наибольшей степени на крупномасштабные структуры ММП, но при этом он не вызывает корреляцию компонент скорости VR и VN. Уменьшение корреляции BR и BN в инерционном интервале свидетельствует о падении эффективности вызывающего корреляцию процесса при уменьшении пространственных масштабов флуктуаций магнитного поля. Это может быть связано с меньшим временем воздействия процесса, так как структуры малых масштабов образуются на сравнительно больших гелиоцентрических расстояниях. Корреляция компонент скорости VR и VN в инерционном интервале масштабов, по-видимому, возникает как следствие корреляции компонент магнитного поля и альвеновского характера турбулентности.

5. ВЫВОДЫ

Мы рассмотрели корреляцию радиальной BR и нормальной BN-компонент ММП в зависимости от времени, скорости течения солнечного ветра и частоты флуктуаций, с учетом различия поведения корреляции в секторах ММП разного знака. Для сравнения рассмотрены также корреляция компонент магнитного поля BT и BN и корреляция компонент скорости солнечного ветра VR и VN. Анализировались измерения КА WIND, сделанные в областях солнечного ветра, не содержащих сильных возмущений. Получены следующие результаты:

1. Максимальные по абсолютной величине значения коэффициента корреляции CRN компонент ММП BR и BN наблюдаются в периоды минимумов солнечной активности. Знаки среднегодовых значений коэффициента корреляции в периоды низкой солнечной активности подчиняются простому правилу: CRN > 0 или CRN < 0 соответственно севернее или южнее гелиосферного токового слоя.

2. Кроме систематического изменения в ходе солнечного цикла, коэффициент корреляции компонент ММП BR и BN претерпевает нерегулярные вариации с временными масштабами 2–5 лет.

3. В медленном солнечном ветре и в телах высокоскоростных потоков изменение коэффициента корреляции компонент ММП BR и BN в ходе солнечного цикла происходит приблизительно одинаковым образом.

4. В периоды низкой солнечной активности корреляция BR и BN обусловлена флуктуациями вектора магнитного поля, ориентированными параллельно плоскости солнечного меридиана. В периоды высокой солнечной активности корреляция BN и BR в большей степени обусловлена флуктуациями, ориентированными ортогонально к среднему направлению ММП.

5. В пределах исследованного интервала времени 1995–2011 гг. изменение гелиографической широты точки наблюдения отчетливо проявлялось в форме годовой вариации коэффициента корреляции только в минимуме активности 1995–1997 гг. Обнаружены признаки того, что изменение гелиографической широты может выражаться также в форме полугодовой вариации коэффициента корреляции.

6. В периоды минимумов солнечной активности корреляция BR и BN имеет место во всем исследованном диапазоне частот 1.2 × 10–5–8.3 × 10–3 Гц, при этом она максимальна на частотах ниже 10–4 Гц, а на более высоких частотах уменьшается приблизительно по степенному закону ${{\nu }^{n}}$ с показателем n = –0.4.

7. В периоды низкой солнечной активности компоненты скорости СВ VR и VN коррелируют аналогично компонентам ММП BR и BN на частотах около 10–4 Гц и выше, однако низкочастотные флуктуации VR и VN с периодами более 5 ч не коррелируют.

Использованные в настоящей работе данные космического аппарата WIND получены под руководством R. Lepping (измерения магнитного поля), K.W. Ogilvie и A.J. Lazarus (измерения параметров плазмы солнечного ветра). Все данные взяты из архивов National Space Science Data Center and Space Physics Data Facility (ftp://nssdcftp/ gsfc.nasa.gov/spacecraft_data/).

Список литературы

  1. – Веселовский И.С., Тарсина М.В. Угловое распределение вектора межпланетного магнитного поля // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 41. № 4. С. 471−476. 2001.

  2. – Веселовский И.С., Шугай Ю.С. Высокоскоростные потоки солнечного ветра вблизи орбиты Земли и их источники на Солнце по стереоскопическим наблюдениям в минимуме 23-го цикла // Космич. исслед. Т. 48. № 1. С. 33–42. 2010.

  3. – Обридко В.Н., Голышев С.А., Левитин А.Е. Связь структуры крупномасштабного магнитного поля Солнца в циклах солнечной активности со структурой ММП, оказывающей влияние на геомагнитную активность // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 44. № 4. С. 449–452. 2004.

  4. – Отнес Р., Эноксон Л. Прикладной анализ временных рядов. М.: Мир, 424 с. 1982.

  5. – Понявин Д.И., Усманов А.В. Годовые вариации соотношения Bx- и Bz-компонент ММП в GSEQ-, GSE- и GSM-системах координат // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 25. № 1. С. 128–129. 1985.

  6. – Borovsky J.E. On the variations of the solar wind magnetic field about the Parker spiral direction // J. Geophys. Res. V. 115. A09101. 2010. doi 10.1029/2009JA015040

  7. – Burlaga L.F., Ness R.F. Global patterns of heliospheric magnetic field polarities and elevation angles: 1990 through 1995 // J. Geophys. Res. V. 102. № A9. P. 19.731–19.742. 1997. doi 10.1029/97JA01568

  8. – Bruno R., Carbone V. The solar wind as a turbulence laboratory // Living Rev. Solar Phys. V. 2. P. 1–186. 2005.

  9. – Crooker N.U., Lazarus A.J., Phillips J.L. et al. Coronal streamer belt asymmetries and seasonal solar wind variations deduced from Wind and Ulysses data // J. Geophys. Res. V. 102. № A3. P. 4673−4679. 1997. doi 10.1029/96JA03681

  10. – Erofeev D.V. Effect of the meridional velocity gradient on the anisotropy of turbulence in solar wind // Geomagn. Aeronomy. V. 56. № 8. P. 1006–1009. 2016. doi 10.1134/ S0016793216080053

  11. – Fisk L.A. On the global structure of the heliospheric magnetic field // J. Geophys. Res. V. 106. № A8. P. 15. 849–15. 857. 2001.

  12. – Giacalone J., Jokipii J.R. Magnetic footpoints diffusion at the Sun and its relation to the heliospheric magnetic field // Astrophys. J. V. 616. P. 573–577. 2004. doi 10.1086/424870

  13. – Jokipii J.R. Latitudinal heliospheric magnetic field: stochastic and causal components // J. Geophys. Res. V. 106. № A8. P. 15.841–15.847. 2001. doi 10.1029/2000JA000116

  14. – Kojima M., Tokumaru M., Watanabe H., et al. Heliospheric tomography using interplanetary scintillation observations 2. Latitude and heliocentric distance dependence of solar wind structure at 0.1–1 AU // J. Geophys. Res. V. 103. № A2. P. 1981–1989. 1998. doi 10.1029/97JA02162

  15. – Lepping R.P., Acuna M.H., Burlaga L.F. et al. The WIND magnetic field investigation // Space Sci. Rev. V. 71. P. 207–229. 1995. doi 10.1007/BF00751330

  16. – Lyatsky W., Tan A., Lyatskaya S. Effect of the Sun’s magnetic field polarity on interplanetary magnetic field Bz // Geophys. Res. Lett. V. 30. L2258. 2003. doi 10.1029/ 2003GL017431

  17. – McComas D.J., Barraclough B.L., Funsten H.O. et al. Solar wind observations over Ulysses’ first full polar orbit // J. Geophys. Res. V. 105. № A5. P. 10.419–10.433. 2000. doi 10.1029/1999JA000383

  18. – Smith E.J. The global heliospheric magnetic field // The Heliosphere through the Solar Activity Cycle. Eds. Balogh A., Lanzerotti L.J., Suess S.T. Chichester: Springer. P. 79–150. 2008.

  19. – Youssef M., Mahrous A., Mawad R. et al. The effect of the solar magnetic polarity and the solar wind velocity on Bz-component of the interplanetary magnetic field // Adv. Space Res. V. 49. P. 1198–1202. 2012. doi 10.1016/j.asr.2011.07.023

  20. – Zhang X.-Y., Moldwin M.B. The source, statistical properties, and geoeffectiveness of long-duration southward interplanetary magnetic field intervals // J. Geophys. Res. V. 119. № 2. P. 658–669. 2014. doi 10.1002/2013JA018937

  21. – Zhang X.-Y., Moldwin M.B., Steinberg J.T., Skoug R.M. Alfvén waves as a possible source of long-duration, large-amplitude, and geoeffective southward IMF // J. Geophys. Res. V. 119. P. 3259–3266. 2014. doi 10.1002/2013JA019623

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал