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

Геомагнетизм и аэрономия, 2019, T. 59, № 2, стр. 168-174

Вариации потоков в линиях солнечного КУФ-излучения вне вспышек в 24-м цикле

Е. А. Бруевич 1, *, Г. В. Якунина 1, **

1 Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова (ГАИШ МГУ)
г. Москва, Россия

* E-mail: red-field@yandex.ru
** E-mail: yakunina@sai.msu.ru

Поступила в редакцию 22.05.2018
После доработки 29.06.2018
Принята к публикации 27.09.2018

Полный текст (PDF)

Аннотация

Исследования в крайней ультрафиолетовой (КУФ) и рентгеновской областях солнечного спектра важны в связи с их активной ролью в образовании ионосферы Земли. Фотоны КУФ-диапазона полностью поглощаются в верхних слоях атмосферы Земли и вызывают возбуждение, диссоциацию и ионизацию различных ее компонентов, а в конечном итоге – нагрев атмосферы. Их архивных данных Solar Dynamics Observatory/EUV Variability Experiment (SDO/EVE) нами сформированы ряды ежедневных значений потоков вневспышечного излучения в линиях КУФ-диапазона HeII (30.4 нм), HeI (58.4 нм), CIII (97.7 нм) и FeXVIII (9.4 нм) в 24-м цикле (2010–2017 гг.). Проведено сравнение этих потоков с соответствующими величинами потока радиоизлучения на волне 10.7 см (F10.7) и вневспышечного потока излучения в рентгеновском диапазоне 0.1–0.8 нм (F0.1–0.8) по наблюдениям на спутнике GOES-15. Сравнительный анализ показал наличие тесной связи между солнечным излучением в отдельных линиях КУФ-диапазона и потоками F10.7 и F0.1–0.8.

1. ВВЕДЕНИЕ

Солнечное ультрафиолетовое излучение (УФ-излучение) является основным источником энергии в верхней атмосфере Земли, воздействует на геокосмическую среду и влияет на работу спутников и системы связи и навигации. УФ-излучение изменяется на разных временны́х масштабах, начиная от нескольких секунд до года, а также в течение 11-летнего солнечного цикла. Солнечное коротковолновое излучение формируется в верхней хромосфере, переходной области и короне, при этом на весь коротковолновый диапазон приходится лишь ~9% суммарной энергии. Однако без наблюдения и прогноза величин потоков солнечного излучения в ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра невозможно моделирование состояния верхней атмосферы Земли. Вариации коротковолнового излучения в значительной степени определяются суммарной площадью и эволюцией структурных образований в солнечной атмосфере. Появление и развитие активных областей и факельных площадок накладывается на излучение “спокойного Солнца” и увеличивает наблюдаемые вариации в УФ-диапазоне, см. [Макарова и др., 1991], а также обзор [Lean, 1987]. Кратковременные вариации во вспышках вызывают изменения потоков величин до 60% в УФ-диапазоне и до трех порядков величин в мягком рентгеновском диапазоне. Долговременные изменения в солнечном цикле вызывают изменения потоков коротковолнового излучения от десятков процентов до нескольких раз соответственно.

В конце 1950-х гг. началась эпоха внеатмосферных наблюдений Солнца: наблюдения с помощью аппаратуры, установленной на воздушных шарах и ракетах. Первую жесткую рентгеновскую эмиссию во время вспышки обнаружили в 1958 г. Peterson and Winckler [1959]. В настоящее время непрерывный мониторинг КУФ (EUV) и мягкого рентгеновского (SXR) потоков излучения осуществляется с помощью аппаратуры, установленной на спутниках TIMED, SEE, SDO и GOES [Woods et al., 2012]. Космический аппарат GOES-15 является в настоящее время основным источником данных о рентгеновских вспышках на Солнце. Ожидается, что такие наблюдения будут продолжены и сфокусированы на наблюдениях термосферы и ионосферы Земли [Woods, 2008; Benz, 2017].

Вариации солнечного КВ-излучения приводят к изменению термосферы и ионосферы Земли. Фотоны УФ-излучения поглощаются в верхних слоях атмосферы Земли, вызывают ионизацию и диссоциацию компонентов атмосферы, оказывая существенное влияние на процессы, протекающие в атмосфере и ионосфере, (см., например, [Иванов–Холодный и Нусинов, 1987]). Масштаб изменений иллюстрируется в публикации [Schmidtke et al., 1981]: снижение полного потока УФ-излучения на 30% эквивалентно по величине потоку энергии, поступающему в верхнюю атмосферу во время сильной магнитной бури. Согласно Roble [1983] исключение из солнечного спектра линии HeII 30.4 нм снижает экзосферную температуру на верхней границе на 88 К в период минимума солнечной активности и на 129 К − в период максимума. Таким образом, изменение потоков УФ-излучения может вызвать существенный отклик в термосфере, включая вариации температуры и изменения оптической толщи в разных участках спектра, и, следовательно – в энергетике термосферы [Kockarts, 1981].

Общее содержание электронов в ионосфере (TEC – Total Electron Content) определяется солнечным КУФ-излучением. Данные спутников GOES, SDO, ACE, SOHO, Proba 2 и STEREO в совокупности с наземными данными, такими как индекс F10.7, применяются для оперативного прогноза TEC, см. [Hinrichs et al., 2016]. В работах [Didkovsky and Wieman, 2014; Jee et al., 2014] исследован отклик TEC на вариации КУФ-излучения в линии 30.4 нм с 1995 по 2013 гг. Оказалось, что потоки КУФ-излучения в линии демонстрируют значительные относительные вариации активности, которые могут достигать 20% в цикле.

Цель работы – исследование изменчивости потоков солнечного ультрафиолетового излучения, их взаимосвязь с потоком на волне 10.7 см (F10.7) и вневспышечным рентгеновским излучением в области 0.1–0.8 нм (F0.1–0.8) в 24-м цикле солнечной активности.

2. ДАННЫЕ О ПОТОКАХ В ЛИНИЯХ 58.4 нм, 30.4 нм, 97.7 нм И 9.4 нм ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В ЭКСПЕРИМЕНТЕ SDO/EVE

Эксперимент EVE на солнечной обсерватории SDO ставит следующие задачи: изучение солнечного КУФ (EUV) излучения более чем в 50 линиях и спектральных диапазонах, изучение его переменности на разных временны́х шкалах с целью улучшения возможности прогнозирования, а также изучение вспышечной активности излучения в крайнем КУФ-диапазоне. Приборы EVE, расположенные на спутнике SDO, измеряют солнечное КУФ-излучение от 0.1 до 105 нм со спектральным разрешением в 0.1 нм и с временны́м интервалом 10 с. Спектральное разрешение не хуже, чем 0.1 нм, требуется для разрешения основных ярких эмиссионных линий, что улучшает качество дальнейшего детального прогноза при моделировании ионосферы и термосферы Земли, [Woods et al., 2010].

Несмотря на успех численных моделей, описывающих вариации плотности и температуры ионосферы, остается проблема подтверждения этих моделей наблюдениями. Величины потоков солнечного излучения в КУФ и SXR согласно наблюдениям оказываются несколько меньше, чем требуется для объяснения существующей плотности ионов в нижней ионосфере (~110 км), [Solomon et al., 2013; Solomon, 2016].

Области формирования эмиссионных линий в солнечной атмосфере зависят от температуры. Незначительные вариации излучения в УФ- и рентгеновском диапазонах, связанные с появлением и исчезновением групп пятен в активных областях и с вариациями активности в солнечном цикле и крупными вспышками, вызывают заметные изменения ультрафиолетовых и рентгеновских индексов активности. Поток коротковолнового излучения вне вспышек значительно (в разы) изменяется в цикле активности и, естественно, зависит от общего уровня активности Солнца, [Бруевич и Якунина, 2015].

В работе исследуются данные ежедневных измерений потоков, не связанных со вспышками, в четырех УФ-линиях HeI 58.4 нм, HeII 30.4 нм, CIII 97.7 нм и FeXVIII 9.4 нм. Данные получены из архива наблюдений SDO/EVE, см. http:// asp. colorado.edu/eve/data_access/service/plot_averages/ index.html.

Согласно работам [Lemen et al., 2012; Иванов-Холодный и Никольский, 1969] максимальная концентрация ионов, излучающих в исследуемых нами линиях, достигается на существенно различающихся высотах (и при разных температурах) в солнечной атмосфере. Линии HeII 30.4 нм (lg T ~ ~ 4.75) и CIII 97.7 нм (lg T ~ 4.68) образуются в переходной области, линия HeI 58.4 нм (lg T ~ 4.25) – в хромосфере и линия FeXVIII 9.4 нм (lg T ~ 6.7–7.0) – в короне.

В таблице 1 приведены температуры (колонка 4) и области солнечной атмосферы, где формируются ионы, излучающие в данных линиях (колонка 5). Поскольку не все SDO/EVE наблюдения охватывают весь 24-й цикл, в 6-й колонке представлен период наблюдений линий. В колонке 7 приводится оценка вариаций среднего уровня вневспышечного потока для каждой линии от минимума к максимуму 24-го цикла (Вт/м2).

Таблица 1.  

Данные о вневспышечных потоках в линиях в периоды наблюдений эксперимента SDO/EVE и областях формирования линий

N Ион λ, нм lg Ti* Область
формирования линии 		Период
наблюдений 		Диапазон вариаций потоков от минимума до максимума
24-го цикла (Вт/м2)
1 2 3 4 5 6 7
1 FeXVIII 9.4 7.0 Корона 09.2010 г.–06.2014 г. 4 × 10−6 − 8 × 10−6
2 HeII 30.4 4.75 Переходная
область 		09.2010 г.–06.2014 г. 4.6 × 10−5 −5.8 × 10−5
3 HeI 58.4 4.25 Хромосфера 09.2010 г.–06.2017 г. 4.65 × 10−5−7.6 × 10−5
4 CIII 97.7 4.68 Переходная
область 		10.2010 г.–06.2017 г. 1.35 × 10−4−1.8 × 10−4
5 Поток радиоизлучения 2800 МГц 6.0−6.5 Корона 01.2008 г.–01.2017 г. 67 × 10−22−200 × 10−22
(Вт/м2/Гц)

Примечание: * Температуры согласно работам Lemen et al. [2012]; Иванов–Холодный и Никольский [1969].

На рисунке 1 представлены вариации потоков УФ-излучения в выбранных линиях спектра для 2010−2017 гг. Для сравнения показаны результаты наземных наблюдений потока радиоизлучения F10.7. На фазе роста 24-го цикла (2010–2014 гг.) приведены потоки в линиях HeII 30.4 нм и FeXVIII 9.4 нм. Потоки в линиях CIII 97.7 нм и HeI 58.4 нм охватывают весь 24-й цикл. Как видно из рис. 1 и табл. 1 потоки КУФ-излучения изменяются в выбранных линиях не одинаково: наибольшие вариации наблюдаются у линии FeXVIII 9.4 нм (в 2 раза от минимума к максимуму 24-го цикла), наименьшие – у самой геоэффективной линии КУФ-спектра HeII 30.4 нм (на 26% от минимума к максимуму 24-го цикла). В работе [Simon, 1981] показано, что амплитуды вариаций ультрафиолетового излучения по измерениям в 20-м цикле сильно зависят от длины волны: уменьшаются при увеличении длины волны (в 2 раза в интервале 135−175 нм и менее 1% в интервале 330−340 нм). В обзоре [Rottman, 1988] был получен аналогичный результат для 21-го цикла активности: вариации излучения от максимума к минимуму изменяются в 2 раза в области от 121.6 нм до 150 нм, уменьшаясь до 20% вблизи λ = 190 нм.

Рис. 1.

Вневспышечные значения потоков в линиях КУФ-диапазона из архива ежедневных наблюдений SDO/EVE и поток радиоизлучения на волне 10.7 см в 24-м цикле.

3. СВЯЗЬ ПОТОКОВ В КУФ-ЛИНИЯХ С ПОТОКОМ НА ВОЛНЕ 10.7 см И ПОТОКОМ В ИНТЕРВАЛЕ 0.1−0.8 нм

Высокая степень корреляции потока на волне 10.7 см со всеми основными индексами активности предполагает сильную зависимость индексов от параметров плазмы, где эти потоки формируются, при том, что области их формирования пространственно близки. Мониторинг потока F10.7 является полезным инструментом для прогноза вариаций солнечного коронального УФ-излучения, на порядок изменяющегося в зависимости от количества и яркости солнечных активных областей. Именно потоки в УФ-области играют определяющую роль в нагреве термосферы Земли и соответственно в формировании земного климата. Поскольку полный поток F10.7 достаточно хорошо коррелирует с интегрированными потоками в УФ- и КУФ-областях солнечного спектра, он может использоваться в качестве базового индекса для прогноза потоков и в этих интервалах солнечного спектра. Поток радиоизлучения на волне 10.7 см от всего солнечного диска может быть разделен (в соответствии с характерными временны́ми масштабами) на три компоненты: 1) события, связанные со вспышечной активностью менее одного часа; 2) медленные вариации интенсивности длительностью до нескольких лет, связанные с эволюцией активных областей в течение солнечного цикла (S-компонента); 3) минимальный уровень потока F10.7, ниже которого интенсивность никогда не падает, − “уровень спокойного Солнца”. Согласно наблюдениям, существует тесная корреляция между S-компонентой радиоизлучения на 10.7 см с потоками в линиях УФ-диапазона, см. работу [Tapping, 2013]. Поток на волне 10.7 см увеличивается при увеличении температуры, плотности вещества и магнитных полей, что делает его хорошим индикатором общего уровня солнечной активности, см. публикацию [Бруевич и Якунина, 2015].

В работе использованы данные ежедневных наблюдений вневспышечных потоков излучения в КУФ-диапазоне на SDO/EVE и данные ежедневных вневспышечных наблюдений потоков F0.1–0.8 в 24-м цикле, полученные авторами статьи из архива спутника GOES-15 (http://www.n3kl.org/ sun/noaa_archive). Для этих наблюдений построены линейная и квадратичная зависимости потоков в линиях КУФ-излучения как от потока радиоизлучения F10.7, так и от потока в мягком рентгене F0.1–0.8 на фазе роста 24-го цикла (2010−2014 гг.) и в полном 24-м цикле (2010−2017 гг.) для разных линий. Эти зависимости приведены на рис. 2−9, линейная регрессия показана серой сплошной линией, квадратичная регрессия – черной сплошной линией.

Рис. 2.

Зависимость потока вневспышечного излучения на волне FeXVIII 9.4 нм от потока радиоизлучения на волне 10.7 см на фазе роста 24-го цикла.

В таблице 2 представлены коэффициенты квадратичной регрессии (A, B1 и B2) для зависимостей потоков Fline в четырех исследуемых линиях КУФ-диапазона от величины F10.7 и от вневспышечного потока F0.1–0.8 в 24-м цикле, соответствующие уравнениям:

${{F}_{{{\text{line}}}}} = A + {{B}_{1}}{{F}_{{10.7}}} + {{B}_{2}}F_{{10.7}}^{2},$
${{F}_{{{\text{line}}}}} = A + {{B}_{1}}{{F}_{{0.1 - 0.8}}} + {{B}_{2}}F_{{0.1 - 0.8}}^{2},$
где A, B1 и B2 – коэффициенты квадратичной регрессии; Fline – потоки в исследуемых линиях; F10.7 – поток радиоизлучения на волне 10.7 см; F0.1–0.8 – вневспышечный поток излучения в рентгеновском диапазоне 0.1–0.8 нм.

Таблица 2.  

Коэффициенты квадратичной регрессии для зависимостей потоков в четырех линиях КУФ-диапазона от F10.7 и от вневспышечного потока F0.1−0.8

Fline ↔ F10.7 и F0.1−0.8 A B1 B2 σA σB1 σB2
F30.4 ↔ F10.7 1.95E–4 4.11E–6 –1.05E–8 1.03E–5 1.69E–7 6.75E–10
F30.4 ↔ F0.1−0.8 4.59E–4 1.60.E2 –5.81E7 2.24E–6 7.37 3.1E3
F9.4 ↔ F10.7 –4.12E–6 1.33E–7 –3.54E–10 2.66E–7 4.36E–9 1.74E–11
F9.4 ↔ F0.1−0.8 4.31E–6 4.92 –1.69E6 5.72E–8 0.19 1.29E5
F97.7 ↔ F10.7 4.94E–5 1.33E–6 –3.54E–9 2.11E–6 3.56E–8 1.45E–10
F97.7 ↔ F0.1−0.8 1.30E–4 5.33E–6 –1.65E–8 4.11E–6 3.57E–8 1.25E–10
F58.4 ↔ F10.7 –5.95E–6 7.97E–7 –1.91E–9 1.37E–6 2.33E–8 9.53E–11
F58.4 ↔ F0.1−0.8 4.47E–5 3.17E1 –8.9E6 0.33E–6 1.11 7.52E4

Для линейной и квадратичной регрессий оценивались значения RSS (Residual Sum of Squares – меры невязки между наблюдательными данными и моделью, регрессионной линией). Небольшая величина RSS показывает плотное прилегание модели к данным. В нашем случае величины RSS минимальны при описании зависимости индексов активности от величины F10.7 с помощью полиномов второго порядка.

Из таблицы 2 видно, что имеет место сильная корреляция между УФ-потоками в исследуемых линиях и потоком F10.7. Соответственная корреляция с потоком F0.1–0.8 оказалась значительно слабее.

Рис. 3.

Зависимость потока вневспышечного излучения на волне FeXVIII 9.4 нм от от вневспышечного потока рентгеновского излучения в диапазоне 0.1–0.8 нм на фазе роста 24-го цикла.

Рис. 4.

Зависимость потока вневспышечного излучения на волне HeII 30.4 нм от потока радиоизлучения на волне 10.7 см на фазе роста 24-го цикла.

Рис. 5.

Зависимость потока вневспышечного излучения на волне HeII 30.4 нм от потока рентгеновского излучения в диапазоне 0.1–0.8 нм на фазе роста 24-го цикла.

Рис. 6.

Зависимость потока вневспышечного излучения в линии CIII 97.7 нм от потока радиоизлучения на волне 10.7 см в 24-м цикле.

Рис. 7.

Зависимость потока вневспышечного излучения в линии CIII 97.7 нм от вневспышечного потока рентгеновского излучения в диапазоне 0.1−0.8 нм в 24-м цикле.

Рис. 8.

Зависимость потока вневспышечного излучения в линии HeI 58.4 нм от потока радиоизлучения на волне 10.7 см в 24-м цикле.

Рис. 9.

Зависимость потока вневспышечного излучения в линии HeI 58.4 нм от вневспышечного потока рентгеновского излучения в диапазоне 0.1–0.8 нм в 24-м цикле.

ВЫВОДЫ

КУФ-излучение Солнца является основным источником нагрева и ионизации верхних слоев земной атмосферы. Оно полностью поглощается атмосферой Земли и определяет основные параметры верхней атмосферы. Изучение вариаций КУФ-излучения (ежедневных и долгопериодических в 11-летнем цикле) важно, так как они несут в себе информацию о солнечной хромосфере и короне, а также о процессах, происходящих во время солнечных вспышек.

В работе получены следующие результаты.

Сформированы 4 массива данных о ежедневных величинах вневспышечных потоков в линиях HeI 58.4 нм (2010–2017 гг.), HeII 30.4 нм (2010–2014 гг.), CIII 97.7 нм (2010–2017 гг.) и FeXVIII 9.4 нм (2010–2014 гг.) из архива данных наблюдений SDO/EVE. Вариации этих потоков зависят от длины волны в разной степени для исследуемых линий и представлены на рис. 1 и в табл. 1.

Регрессионый анализ показал наличие тесной связи излучения в исследуемых линиях КУФ-диапазона с потоком радиоизлучения на волне 10.7 см, а также с потоком в мягком рентгеновском диапазоне. Мы используем регрессионные уравнения второго порядка, так как в случае квадратичной регрессии величина RSS (Residual Sum of Squares) заметно меньше, чем в случае линейной регрессии. Результаты анализа представлены в табл. 2.

Результаты регрессионного анализа из табл. 2 можно использовать для восстановления величин потоков в исследуемых линиях с использованием доступных в режиме реального времени данных о потоках F10.7 и F0.1–0.8.

Список литературы

  1. − Бруевич Е.А., Якунина Г.В. Циклическая активность Солнца по наблюдениям индексов активности на разных временны́х шкалах // Вестн. Московского ун-та. Сер. 3: Физика, астрономия. Т. 4. С. 66−74. 2015.

  2. − Иванов–Холодный Г.С., Никольский Г.М. Солнце и ионосфера. М.: Наука. 455 с. 1969.

  3. − Иванов–Холодный Г.С., Нусинов А.А. Коротковолновое излучение Солнца и его воздействие на верхнюю атмосферу и ионосферу // Итоги науки и техники. Сер. Исследования космического пространства. Т. 26. С. 80−154. 1987.

  4. − Макарова Е.А., Харитонов А.В., Казачевская Т.В. Поток солнечного излучения. М.: Наука. 400 с. 1991.

  5. − Benz A.O. Flare Observations // Living reviews in solar physics. V. 14. 59 p. 2017.

  6. − Didkovsky L., Wieman S. Ionospheric total electron contents (TECs) as indicators of solar EUV changes during the last two solar minima // J. Geophys. Res.− Space. V. 119. P. 4175–4184. 2014.

  7. − Hinrichs J., Bothmer V., Mrotzek N. et al. Impacts of space weather effects on the ionospheric vertical Total Electron Content / Proc. EGU General Assembly 2016, held 17–22 April 2016 in Vienna Austria, id. EPSC2016-7375. 2016.

  8. − Jee G., Lee H., Solomon S.C. Global ionospheric total electron contents (TECs) during the last two solar minimum periods // J. Geophys. Res. − Space. V.119. P. 2090–2100. 2014.

  9. − Kockarts G. Effects of solar variations on the upper atmosphere // Solar Phys. V. 74. P. 295−320. 1981.

  10. − Lemen J.R., Title A.M., Akin D.J. et al. The Atmospheric Imaging Assembly (AIA) on The Solar Dynamics Observatory (SDO) // Solar Phys. V. 275. P. 17–40. 2012.

  11. − Lean J. Solar ultraviolet irradiance variations. A review // J. Geophys. Res. V. 92. P. 839−868. 1987.

  12. − Peterson L.E., Winckler J.R. Gamma-ray burst from a solar flare // J. Geophys. Res. V. 64. P. 697−708. 1959.

  13. − Roble R.G. Dynamics of the earth’s thermosphere // Rev. Geophys. Space Phys. V. 21. P. 217−233. 1983.

  14. − Rottman G.J. Observations of solar UV and EUV variability // Adv. Space Res. V. 8. P. 53−66. 1988.

  15. − Schmidtke G., Bursken N., Sunder G. Variability of solar EUV fluxes and exospheric

  16. temperatures // J. Geophys. Res. V. 49. P. 146−148. 1981.

  17. − Simon P.C. Solar irradiance between 120 and 400 nm and its variations // Solar Phys. V. 74. P. 273–291. 1981.

  18. − Solomon S.C., Qian L., Burns A.G. The anomalous ionosphere between Solar Cycles 23 and 24 // J. Geophys. Res.− Space. V. 118. P. 6524–6535. 2013.

  19. − Solomon S. C. Solar soft X-rays and the ionosphere E-region problem / American Geophysical Union. Fall General Assembly 2016. Abstract id. SH11D-02. 2016.

  20. − Tapping K.E. The 10.7 cm solar radio flux (F10.7) // Space weather. V. 11. P. 394–406. 2013. doi 10.1002/swe.20064

  21. − Woods T.N. Recent advances in observations and modeling of the solar ultraviolet and X-ray spectral irradiance // Adv. Space Res. V. 42. P. 895−902. 2008.

  22. − Woods T., Eparvier F., Hock R. et al. First light results from the SDO Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) / 38th COSPAR Scientific Assembly. Bremen, Germany. P. 8−11. 2010.

  23. − Woods T.N., Eparvier F.G., Hock R. et al. Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) on the Solar Dynamics Observatory (SDO): Overview of science objectives, instrument design, data products, and model developments // Solar Phys. V. 275. P. 115–143. 2012.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал