Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 5, стр. 618-621

ВВЕДЕНИЕ

Гелиосферное магнитное поле (ГМП) около Земли сильно изменяется в течение каждого 11-летнего солнечного цикла, однако величина поля в каждом минимуме солнечного цикла возвращается примерно к тому же низкому “базовому” (“floor”) значению. Оценка величины ГМП в периоды минимумов, равная 4.6 нТл, впервые была получена в работе [1] по различным данным (включая геомагнитные данные) за 150 лет; оценивались магнитные поля за те интервалы времени, когда отсутствовали солнечные пятна (“no-sunspot floor”). Позже ряд геомагнитных данных был продлен в прошлое (до 1835 г.), а для минимума 2009 г. приводилось значение B = 4.13 нТл [2]. В минимуме 2009 г. солнечная активность была крайне низкой, в результате чего возник вопрос о переоценке минимального базового уровня поля. Новое значение минимальной напряженности ГМП, равное 4.0 ± 0.3 нТл, было получено в работе [3]. Авторы работы [3] исходили из предположения, что ГМП состоит из постоянной компоненты (open flux component) и переменного во времени поля корональных выбросов массы (ВКМ). Новое значение базового минимума напряженности было получено после исключения вклада магнитных полей от ВКМ в полное магнитное поле.

В данной работе предполагается, что ГМП состоит из поля открытого магнитного потока, магнитных полей ВКМ и магнитных полей коротирующих областей взаимодействия потоков быстрого и медленного ветра. Мы предполагаем, что магнитные поля коротирующих областей взаимодействия (CIRs, Corotating Interaction Regions) образуются за пределами солнечной короны и “поверхности источника”, расположенного на расстоянии 2–3 радиусов от Солнца. Магнитное поле в пределах CIR генерируется непосредственно в гелиосфере, а не выносится как вмороженное в плазму, из короны. CIRs хорошо ограничены в пространстве и во времени, их магнитные поля нетрудно исключить из экспериментальных данных. После этого можно будет определить значение минимальной напряженности ГМП без вклада CIRs.

Методика, позволяющая определить вклад магнитных полей CIRs в среднюю величину B измеряемого ГМП, основана на их связи со скоростью солнечного ветра V, температурой T и плотностью протонов n в гелиосферной плазме [4, 5]. Для разработки методики мы использовали данные по магнитному полю и по параметрам гелиосферной плазмы, полученные на КА Улисс. Плазма и магнитное поле на орбите КА Улисс проще, чем около Земли, и связи магнитных полей CIRs с параметрами плазмы установить легче.

СВЯЗЬ ГМП С ПАРАМЕТРАМИ ГЕЛИОСФЕРНОЙ ПЛАЗМЫ

На рис. 1 показаны напряженность ГМП В и скорость солнечного ветра V за январь–апрель 1993 г. по часовым данным КА Улисс. В это время Улисс двигался к южному полюсу Солнца и находился на расстоянии 5.07–4.77 а. е. от Солнца, гелиоширота южная 22.8°–29.8°. Как видно из рис. 1, корреляция между В и V низкая, коэффициент корреляции между этими величинами R = 0.168. Однако, несмотря на низкую величину корреляции, напряженность поля B исключительно чувствительна к вариациям скорости солнечного ветра. Мы видим, что с каждым фронтом высокоскоростного потока солнечного ветра связан пик в напряженности ГМП, и даже небольшие возрастания скорости приводят к образованию пиков в магнитном поле. Большие по величине магнитные пики на рис. 1 связаны с CIRs, продолжительность которых, как будет показано ниже, точно укладывается в интервал времени, совпадающий с продолжительностью переднего фронта потока быстрого ветра.

Рис. 1.

Скорость солнечного ветра V (тонкая линия) и напряженность ГМП В (жирная линия) по данным КА Улисс в январе–апреле 1993 г. Время на оси абсцисс отсчитывается в часах от начала года.

На рис. 2а по часовым данным КА Улисс показаны плотность и температура протонов, а также скорость солнечного ветра в первом по счету CIR в 1993 г. (20–22 января). Радиальная скорость CIRs в системе отсчета, связанной с Солнцем, превышает 400 км ⋅ с^–1, а скорость КА Улисс составляет примерно 15 км ⋅ с^–1. Поэтому КА Улисс можно рассматривать как неподвижный объект, мимо которого проходит CIR, независимо от того, приближается ли Улисс к Солнцу или удаляется от него.

Рис. 2.

Скорость V солнечного ветра, температура T, плотность протонов n и напряженность магнитного поля в CIR, зарегистрированном КА Улисс 20–22 января 1993 г.; 2а – скорость V – светлые квадраты, температура T – жирная линия, плотность протонов n – тонкая линия; 2б – скорость V – светлые квадраты, ГМП В (Улисс) – тонкая линия, рассчитанное магнитное поле В_расч – жирная линия. Время на оси абсцисс отсчитывается в часах от начала года.

При встрече с CIR Улисс регистрирует параметры плазмы и магнитного поля на внешней (антисолнечной) стороне CIR (460-й час от начала года). При этом наблюдается быстрый и непродолжительный рост плотности протонов n, относительно небольшой рост температуры T (рис. 2а), а также возрастание напряженности магнитного поля В, показанное на рис. 2б. Возрастание В обеспечивается, вероятно, простым сжатием плазмы (подобно тому, как образуются сверхсильные магнитные поля при быстром сжатии катушки с током).

Затем мимо КА проходит центральная часть CIR – область взаимодействия двух объемов плазмы, магнитные поля которых связаны силовыми линиями с двумя пространственно-различными источниками поля на поверхности Солнца. Это так называемый разогретый и замедленный поток высокоскоростного солнечного ветра [6]. В области взаимодействия магнитное поле медленного ветра отрывается от источника (с образованием тангенциального разрыва). В системе отсчета, движущейся со скоростью CIR, от области взаимодействия расходятся прямая (от Солнца) и обратная (в сторону Солнца) волны. В области обратной волны (484–508 ч) и на фронте обратной волны (на внутренней, обращенной к Солнцу стороне CIR) температура плазмы сохраняется высокой, Т = 600 000–500 000 К. Высокая температура плазмы обеспечивает поддержание повышенной напряженности поля В.

На 508-м ч Улисс выходит из CIR в поток быстрого невозмущенного ветра. За фронтом обратной волны плотность протонов и напряженность магнитного поля скачком падают. Температура протонов тоже резко падает до величины ~150 000–120 000 K и сохраняется на этом уровне в течение ~15 сут.

На рис. 2б, кроме измеряемого ГМП В (Улисс), показано вычисленное по формуле B_расч = = ${{B}_{0}} + Kn\sqrt T $ магнитное поле. Представление ГМП в виде функции от локальных параметров плазмы – плотности n и температуры T – было успешно использовано для описания магнитных полей вдоль траектории КА Улисс и около Земли [4, 5]. В формулу для Врасч входит дополнительное поле В₀, зависящее от радиального расстояния до Солнца. Определеное из эксперимента поле В₀ равно 0.2 нТл для КА Улисс на 5 а. е. и 2.0 нТл для описания ГМП около Земли в минимуме солнечной активности.

Мы показали, таким образом, что CIR ограничен скачком плотности протонов на своей внешней стороне (рис. 2а, 460-й ч) и таким же быстрым падением температуры протонов за фронтом обратной волны (рис. 2б, 508-й ч). Скачок плотности с точностью до 1 часа совпадает со скачком скорости V на ~ 140 км ⋅ с^–1. Скорость ветра затем плавно возрастает до ~600 км ⋅ с^–1, после чего регистрируется второй скачок скорости, связанный с переходом КА в область быстрого ветра (около 750 км ⋅ с^–1) и совпадающий по времени с падением температуры протонов. Продолжительность магнитного пика, связанного с CIR, достаточно точно совпадает с интервалом времени, в течение которого скорость V изменяется от 400 до 750 км ⋅ с^–1.

Для того чтобы исключить магнитные поля CIRs из общего массива данных, достаточно удалить данные в интервале времени от скачка плотности протонов на внешней стороне CIRs до скачка температуры протонов за фронтом обратной волны. В примере, который мы рассмотрели выше, нужно исключить данные за 48 ч, с 460 по 508 ч. Такой подход был использован для образования “no-CIRs” массивов данных по магнитному полю в 2008–2010 гг.

ДАННЫЕ ACE И WIND ПО ПЛАЗМЕ И ГМП В МИНИМУМЕ 24-го ЦИКЛА

Для определения базовой напряженности ГМП на 1 а. е. в минимуме солнечной активности 24-го цикла были рассмотрены часовые данные спутников ACE и WIND за 2008–2010 гг. [7]. Оба спутника находятся в лагранжевой точке L1, и данные по плазме и ГМП у них должны быть близкими по величине. Сравнение часовых данных ACE и WIND по n, T и B показало, что данные практически совпадают, случайные шумовые флуктуации на часовых данных не проявляются. Поэтому для дальнейших вычислений были выбраны массивы данных WIND с меньшим количеством пропусков.

При вычислениях напряженности ГМП часовые данные WIND за 2008–2010 гг. были разбиты на трехмесячные массивы. Для каждого массива вычислялось среднее значение напряженности 〈В〉 и среднее значение 〈В_мин〉 без вклада магнитных полей от CIRs. Результаты вычислений приведены ниже в таблице. Средние за год значения 〈В〉 равны 4.21 ± 0.15 и 3.83 ± 0.11 нТл в 2008 и 2009 гг. соответственно. Средние за год значения 〈В_мин〉 равны 3.75 ± 0.07 и 3.54 ± 0.11 нТл в 2008 и 2009 гг. Вклад магнитных полей от CIRs в полное поле около Земли в минимуме 24-го цикла составлял примерно 10%.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В работе описана методика отбора данных, которая позволяет определить напряженность ГМП без вклада магнитных полей от CIRs. Вычисленное по этой методике магнитное поле 〈В_мин〉 на 1 а. е. в период минимума солнечной активности 24-го цикла может рассматриваться как минимальное базовое поле, определяющееся солнечным магнитным полем. Гелиосферное магнитное поле 〈В_мин〉 на 1 а. е. без вклада магнитных полей от CIRs равно 3.54 ± 0.11 нТл в 2009 г. Вклад магнитных полей от CIRs в полное поле в минимуме 24-го цикла составлял примерно 10%.

Магнитные поля CIRs, вклад которых в величину среднего ГМП является значимым сам по себе, играют важную роль в модуляции ГКЛ. Магнитные поля CIRs изменяют спектры флуктуаций ГМП в секторной зоне, что приводит к изменению зависимости диффузии ГКЛ от жесткости частиц и, в итоге, к изменению спектра ГКЛ в гелиосфере при энергии частиц Е < 10 ГэВ [8].

Авторы работ [1–3] являются сторонниками той точки зрения, что ГМП состоит из суммы полей – поля открытого магнитного потока (open flux component) с поверхности источника и магнитных полей ВКМ. Гелиосферное магнитное поле, которое определяется открытым магнитным потоком и регистрируется в периоды минимумов солнечной активности, не меняется в течение солнечного цикла, а магнитные поля ВКМ просто накладываются на это поле и обеспечивают его 11-летнюю вариацию [1]. Мы рассматриваем полное ГМП вблизи гелиосферного токового слоя как сумму трех слагаемых – поля открытого магнитного потока и магнитных полей ВКМ и CIRs, поэтому в данной работе они не рассматриваются.

Мы ожидали, что 〈В_мин〉 будет примерно равно дополнительному полю В₀, которое входит в выражение ${{B}_{{{\text{р а с ч }}}}} = Kn\sqrt T + {{B}_{0}},$ но это оказалось не так. Величина дополнительного поля В₀ около Земли в минимуме 2009 г. равна 2 нТл, а минимальное значение ГМП равно 3.54 ± 0.11 нТл.

Работа выполнена при частичной поддержке РФФИ (гранты 16-02-00100_a, 17-02-00584_а, 18-02-00582_а). Авторы выражают благодарность участникам эксперимента Улисс (omniweb.gsfc. nasa.gov/Ulysses) и сотрудникам группы ОМНИ (omniweb.gsfc.nasa.gov) за экспериментальные данные, использованные в этой статье.