Поток вещества распространяющиеся от солнца

100 а.е. С.в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны в межпланетное пространство. При высоких темп-рах, к-рые существуют в солнечной короне ( К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования постоянного потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (ФРГ) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 г. Ю. Паркер (США), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находится в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширятся, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей.

Средние характеристики С.в. приведены в табл. 1. Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на второй советской космич. ракете «Луна-2» в 1959 г. Существование постоянного истечения плазмы из Солнца было доказано в реузльтате многомесячных измерений на амер. АМС «Маринер-2» в 1962 г.

Таблица 1. Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Потоки С.в. можно разделить на два класса: медленные — со скоростью км/с и быстрые — со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из тех областей короны, где магнитное поле близко к радиальному. Часть этих областей явл. корональными дырами . Медленные потоки С.в. связаны, по-видимому, с областями короны, где имеется значит. тангенсальный компонент магн. поля.

Помимо основных составляющих С.в. — протонов и электронов, в его составе также обнаружена -частицы, высокоионизованные ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Ar. Средний хим. состав С.в. приведен в табл. 2.

Таблица 2. Относительный химический состав солнечного ветра

Ионизац. состояние вещества С.в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации становится малым по сравнению со временем расширения, т.е. на расстоянии . Измерения ионизац. темп-ры ионов С.в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.

С.в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряженность ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от кинетич. энергии С.в., оно играет большую роль в термодинамике С.в. и в динамике взаимодействий С.в. с телами Солнечной системы и потоков С.в. между собой. Комбинация расширения С.в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые лионии, вмороженные в С.в., имеют форму, близкую к спиралям Архимеда (рис. 2). Радиальный и азимутальный компонент магн. поля вблизи плоскости эклиптики изменяются с расстоянием:
,
где R — гелиоцентрич. расстояние, — угловая скорость вращения Солнца, u_R — радиальный компонент скорости С.в., индекс «0» соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол между направлениями магн. поля и направлением на Солнце , на больших гелиоцентрич. расстояниях ММП почти перпендикулярно направлению на Солнце.

С.в., возникающий над областями Солнца с различной ориентацией магн. поля, образует потоки в различно ориентированными ММП — т.н. секторную структуру межпланетного магнитного поля.

В С.в. наблюдаются различные типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионнозвуковые, магнитозвуковые, альвеновские волны и др. (см. Плазма ). Часть волн генерируется на Солнце, часть возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения функции распределения частиц от максвелловской и приводит к тому, что С.в. ведет себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С.в. и в формировании функции распределения протонов. В С.в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, харатерные для замагниченной плазмы.

Поток С.в. явл. сверхзвуковым по отношению к скорости тех типов волн, к-рые обеспечивают эффективную передачу энергии в С.в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны), альвеновские и звуковые числа Маха С.в. на орбите Земли . При обтрекании С.в. препятствий, способных эффективно отклонять С.в. (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Стаурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. С.в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С.в. формируется полость — магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размер к-рой определяется балансом давлентия магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. Магнитосферы планет ). Слой разогретой плазмы между ударной волной и обтекаемым препятствием наз. переходной областью. Темп-ры ионов на фронте ударной волны могут увеличиваться в 10-20 раз, электронов — в 1,5-2 раза. Ударная волна явл. бесстолкновительной ударной волной , термализация потока к-ой обеспечивается коллективными плазменными процессами. Толщина фронта ударной волны

100 км и определяется скоростью нарастания неустойчивостей плазмы (магнитозвуковой и/или нижнегибридной) при взаимодействии набегающего потока и части потока ионов, отраженного от фронта. В случае взаимодействия С.в. с непроводящим телом (Луна) ударная волна не возникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется постепенно заполняемая плазмой С.в. полость.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце . При сильных солнечных вспышках происходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 3), к-рая постепенно замедляется при движении через плазму С.в. Приход ударной волны к Земле проводит к сжатию магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури.

Ур-ние, описывающее расширение солнечной короны, можно получить из системы ур-ний сохранения массы и момента количества движения. Решения этого ур-ния, описывающие различный характер изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 4. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствует малым скоростям расширения короны («солнечный бриз», по Дж. Чемберлену, США) и дает большие значения давления на бесконечности, т.е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значение скорости звука (v_K) на нек-ром критич. расстоянии R_K и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение дает исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвездной среды. Течение этого типа Паркер назвал солнечным ветром. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения , где m — масса протона, — показатель адиабаты. На рис. 5 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны.

Последующие модели С.в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостный хапрактер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферический характер расширения. Подход к веществу С.в. как к сплошной среде оправдывается наличием ММП и коллективным характером взаимодействия плазмы С.в., обусловленным различного типа неустойчивостями. С.в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т.к. теплопередача в хромосферу, электромагнит. излучение сильно ионизованного вещества короны и электронная теплопроводность С.в. недостаточны для установления термич. баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С.в. с расстоянием. С.в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т.к. поток энергии, уносимый им составляет

100 а.е., где давление межзвездной среды уравновешивает динамич. давление С.в. Полость, заметаемая С.в. в межзвездной среде , образует гелиосферу . Расширяющийся С.в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактич. космических лучей малых энергий и приводит к вариациям космических лучей больших энергий.

Явление, аналогичное С.в., обнаружено и у нек-рых типов др. звезд (см. Звездный ветер ).

Лит.:
Паркер Е.Н., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Брандт Дж., Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976.

Источник

Солнечно-земная
Физика

Солнечные источники и типы потоков солнечного ветра

Т.А. Хвиюзова

из сборника ПГИ «Физика околоземного космического пространства», т.2, Апатиты, 2000″

Введение

Типы солнечного ветра можно разделить на две основные группы: квазистационарные и нестационарные.
Квазистационарные потоки солнечного ветра связаны со структурными образованиями магнитного поля Солнца с характерным временем жизни от нескольких суток до нескольких недель-месяцев. К нестационарным относятся потоки, источниками которых являются нестационарные явления на Солнце с временем жизни менее суток. В литературе нет законченной классификации типов солнечного ветра [Huddleston et al.,1995; Ермолаев, 1990; 1992; 1994; Yermolaev, Stupin, 1997; Иванов, 1996].
Если для квазистационарных типов солнечного ветра нет особых отличий в определении (это высокоскоростные потоки от корональных дыр (ВСП от КД), гелиосферный токовый слой (ГТС) с корональными стримерами вокруг него), то определения нестационарных типов и их солнечных источников несколько отличаются. Так Huddleston et al.,(1995) к нестационарным потокам относят транзиентные течения от выбросов корональных масс (coronal mass ejection, CME) и области между межпланетными ударными волнами и лидирующими кромками корональных выбросов масс, следующими за ударной волной. [Yermolaev, Stupin, 1997] к нестационарным потокам относят течения от выбросов корональных масс (СМЕ) и плазму ударной волны.
С другой стороны Иванов(1996) нестационарные потоки определяет по их солнечным источникам, а именно: спорадические явления, такие как вспышки, внезапные исчезновения волокон в активных областях Солнца и внезапные исчезновения волокон вне активных областей.

Рис. 1 Топологии магнитного поля и связанные с ней типы солнечного ветра [Yermolaev, Stupin, 1997]

Топологии магнитного поля и связанные с ней типы солнечного ветра показаны рис.1.
Ниже будет дано описание разных типов солнечного ветра и их солнечных источников, а также идентификация этих типов потоков на орбите Земли.

2. Квазистационарные потоки

2.1 Высокоскоростной поток от корональных дыр

Описание образования КД и ее свойств даны в работе [Коваленко, 1983]. Фотосферные магнитные поля на Солнце представляют собой большие области, в пределах которых доминирует одна полярность с открытой конфигурацией магнитного поля. Они разделены нейтральными линиями. Внутри больших униполярных магнитных областей могут образовываться корональные дыры, если размеры этих областей не меньше 30 0 . Границы КД повторяют форму нейтральной линии на некотором расстоянии от нее. Между краем КД и нейтральной линией, образующей край магнитной ячейки, существует определенная пограничная зона. В пределах КД нет нейтральных линий и нет никаких замкнутых структур. Низкоширотные КД могут образовываться между активными областями с замкнутой конфигурацией магнитного поля.
Эволюция КД происходит с изменением структуры магнитного поля на ее границе. Рождение и разрушение КД однозначно связано с изменением фотосферных магнитных полей и соответствующей перестройкой конфигурации полей короны. КД являются долгоживущими образованиями со средним временем жизни для фазы спада солнечного цикла от 3 до 20 солнечных оборотов, а для фазы около максимума солнечной. активности около 1-2 солнечных оборотов. Время жизни униполярных структур превышает время жизни КД.
Размеры и положение КД на поверхности Солнца зависят от конфигурации магнитных полей Солнца, с чем и связаны изменения КД в цикле солнечной активности. Полярные КД уменьшаются в размерах на фазе роста активности и совсем исчезают в максимуме, причем максимальные размеры КД имеют на. фазе спада активности. Экваториальные КД, располагающиеся между двумя активными областями, изменяются в солнечном цикле в зависимости от изменений активных областей: число КД резко уменьшается в минимуме и сильно увеличивается на спаде цикла, когда много биполярных магнитных областей, и широта, на которой они наблюдаются, заметно снизилась. Малые КД могут образовываться всегда.

Патрульные наблюдения КД на Земле проводятся в линии Не1 1083 нм, и на спектрогелиограммах получают локализацию КД. Главным отличием КД от нормальной спокойной короны является то, что их электромагнитное излучение меньше во всем диапазоне длин волн. Особенно хорошо КД видны на диске в мягких Х-лучах и в крайнем ультрафиолетовом излучении. КД — это области короны с аномально низкой концентрацией, причем концентрация плазмы уменьшается, а величина скорости плазмы значительно растет с увеличением степени нерадиальности конфигурации магнитного поля.

Корональные дыры являются солнечным источником высокоскоростного потока (ВСП) солнечного ветра. Механизм формирования высокоскоростных потоков от КД рассмотрен в работе [Коваленко, 1983] и сводится к тому, что из-за расходимости магнитного поля концентрация плазмы понижается, и часть волновой энергии Солнца идет на увеличение скорости солнечного ветра.
Основные параметры ВСП изучены изучены и известны [Ермолаев, 1990; Коваленко, 1983] . Размеры ВСП на орбите Земли в среднем приблизительно в два раза больше соответствующей ему КД. Максимальная скорость ВСП зависит от степени дивергенции магнитного поля в корональной дыре, Продолжительность пересечения Землей тела ВСП от 1 до 10 дней. Средние значения параметров для тела ВСП составляют:

v p =450-650 км/с; n p =6 см -3 ; В=(4+9) нТ, Т р =10.10 4 К.(растет при увеличении скорости); параметр β [Ермолаев,1990; Yermolaev, Stupin, 1997].

Рис 2. Типичный пример распределения параметров .в теле ВСП. [Tsurutani,Gonzalez, 1987].

Параметры ВСП от КД очень сильно изменяются как от потока к потоку, так и внутри потока, но основные свойства, а именно, не изменяющаяся в теле потока величина модуля магнитного поля В, низкая, часто ниже, чем для спокойного солнечного ветра, концентрация n , высокая скорость, очень медленно падающая в течение нескольких дней, остаются обязательными для тела ВСП от КД.
Характерным для ВСП является существование в теле потока длительных цугов альвеновских волн, распространяющихся от Солнца (High Intensity Long Duration Continuous AE Activity, HDLDCAA). Период этих альвеновских нюлн у орбиты Земли может составлять в среднем Т=З+8 часов. Эти волны ответственны за появление -Bz компоненты у орбиты Земли. Типичный пример распределения параметров .в теле ВСП показан на рис.2 [Tsurutani,Gonzalez, 1987].

Кромка ВСП

т.о. для кромки ВСП: v p =550 км/с; n p =20 см -3 ; Т р =(10-15).10 4 К.

Помимо передней кромки, у ВСП есть и вторая, задняя кромка, однако она очень размыта и идентифицируется только по небольшим увеличениям п и В. Скорость при этом уже почти уменьшена до скорости спокойного солнечного ветра, и эта кромка мало геоэффективна. Пересечение Землей кромки ВСП продолжается около 12-15 часов.

По описанным выше характеристикам КД и истекающих из них ВСП можно идентифицировать высокоскоростные потоки на орбите Земли. В данной работе мы берем только те потоки, для которых имелись корональные дыры на Солнце соответствующей магнитной полярности со смещением около 2.5+3 дней относительно даты прохождения КД через центральный меридиан для учета времени транспортировки солнечной плазмы от Солнца.

ГТС и стример

К квазистационарным типам солнечного ветра относятся также гелиосферный токовый слой (ГТС) и корональный стример. ГТС образуется как разделяющая поверхность между потоками, переносящими крупномасштабные магнитные поля противоположной полярности. Гелиосферный токовый слой опоясывает Солнце и он является центральной частью гелиосферного плазменного слоя представляющего из себя пояс корональных лучей (стримеров). Эти корональные лучи начинаются из вершин шлемовидных структур, которые имеют в основании замкнутую конфигурацию магнитных силовых линий, но магнитные поля самих лучей имеют открытую, не сходящуюся конфигурацию рис.2).

Из-за специфической конфигурации магнитного поля в ГТС и в стримере плотность потоки уменьшается с расстоянием медленнее, чем при обычном радиальными течении, обеспечивая, таким образом, высокую плотность плазмы к потоке [Коваленко, 1983] . Гелиосферный токовый слой виден на диске Солнца как нейтральная линия, где радиальная компонента равняетеи нулю: В r =0.
ГТС является очень стабильным образованием во всей гелиосфере и существует без существенных изменений годы, хотя форми ГТС, определяемая распределением крупномасштабных магнитных полей на Солнце, может меняться от одного солнечного оборота к другому. Форма ГТС и его расположение особенно ярко изменяются в течение цикла солнечной активности: в годы минимума ГТС находится примерно в экваториальной плоскости Солнца, в остальное время, особенно н максимуме цикла, его форма и расположение могут быть произвольными [Коваленко, 1983]. На орбите Земли ГТС идентифицируется как граница секторной структуры межпланетного магнитного поля (ММП).

В литературе при определении типов потоков солнечного ветра одни авторы [Huddleson et al.,1995; Иванов, 1992] рассматривают плазменный слой и ГТС вместе, а другие — [Yermolaev, Stupin, 1997] раздельно. Однако ГТС имеет на орбите Земли несколько иные параметры: именно в ГТС происходит смена знака радиальной составляющей ММП, здесь самая минимальная скорость и самая высокая плотность солнечного ветра. Именно по этим свойствам происходит идентификация ГТС. Для стримера характерны меньшая чем в ГТС, но все же увеличенная по сравнению с невозмущенным ветром, плотность, большая чем в ГТС скорость, увеличение по сравнению с ГТС модуля В. Вообще, самым важным отличием от других типов солиечного ветра для гелиосферного плазменного слоя и ГТС является смена знака ММП, и как внутренне присущее им свойство, высокая плотность. В среднем для спокойного стримера характерны следующие величины параметров [Yermolaev, Stupin, 1997; Иванов, 1992]

v p =360 км/с; n p =(10-15) см -3 ; Т р =5.10 4 К; В=(7-10) нТ,

а для спокойного ГТС:

v p =350 км/с; n p =(20-30) см -3 ; Т р =5.10 4 К.

Для спокойного плазменного слоя характерна симметричность величин параметров по обе стороны от ГТС.
Возмущенный стример на орбите Земли появляется в результате его взаимодействия с возмущенными потоками солнечного ветра, которые могут тормозиться плотной плазмой стримера, образуя к моменту прихода к Земле сложное возмущение. В результате этого может происходить нарушение симметрии стримера, увеличение всех параметров стримера и ГТС, которые могут сильно отличаться от одного события к другому: здесь возможны одни из самых высоких значений для солнечного ветра плотности (n>50 см -3 ), скорости могут увеличиваться до (450-500) км/с, возрастание модуля В, увеличение потока массы и плотности потока энергии. Для ГТС с повышенной концентрацией до n=(30-40)см -3 наблюдались β >1 [Yermolaev, Stupin, 1997] .

Межпотоковая плазма

3. Нестационарные потоки

Солнечные бури

Нестационарные потоки солнечного ветра вызываются нестационарными спорадическими явлениями на Солнце. Наиболее ффективным из них является так называемая солнечная буря, когда значительное количество энергии (10 32 -10 33 ) эрг выделяется за сравнительно короткое время (=2.10 3 с).
В оптическом диапазоне солнечная буря видна как солнечная вспышка, проявляющаяся в основном во внезапном увеличении яркости излучения в линии Н α . Одновременно наблюдаются интенсивные рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучения, ударные волны, выбросы облаков плазмы. Исторически обычно солнечную бурю называют просто кромосферной вспышкой, а все другие события — сопровождающими, хотя все это является единым, очень сложным явлением, которое охватывает практически все слои от фотосферы до короны и межпланетного пространства.
Параметрами оптической вспышки является балл, определяемый по величине площади по пятибалльной шкале, длительность и яркость. Вспышки видны от нескольких минут до нескольких часов, наиболее вероятная длительность вспышки около 1 ч для балла 3 и 4. По сопровождающим вспышку всплескам мягкого рентгеновского излучения и по их максимальной интенсивности в интервале 1-8 А вспышки делят на 3 класса: ( С, М, Х ). Между характеристиками вспышек по оптическими и рентгеновским признакам нет однозначного соответствия, Большинстве солнечных вспышек возникает в сложных мультиполярных активных областях в период их быстрой эволюции.

Последовательность развития солнечных бурь («сценарий») не является общепринятой. Ниже мы приводим некоторые из них. В работе [Могилевский, 1987] предполагается, что первоосновой этих событий являются нелинейные волновые процессы в виде уединенных возмущений (МГД — солитоны, цуги МГД-волн), выходящие из подфотосферных слоев активных областей. Последние могут обеспечить :оответствующий выход энергии и вещества (=10 16 г), достаточные не только для появления оптических вспышек, но и обеспечивающие генерацию корональных транзиентов. Корональные транзиенты, связанные каким-либо образом с оптическими вспышками, называются F — транзиентами. Энергия корональных транзиентов на порядок больше энергии самых больших оптических вспышек, и начинаются они на уровне фотосферы и хромосферы на 15-25 минут раньше. По-видимому, весь комплекс вспышечных явлений может рассматриваться как вторичный, определяемый прохождением F-транзиента через активную область. Корональные транзиенты более известны под названием корональный выброс масс (CME — Coronal Mass Enjection).

В работах [Gosling, 1993; Gosling et al., 1991] предлагается, что сновной причиной солнечной активности является эволюция солнечного магнитного поля. При этом в результате неустойчивостей, пересоединения, всплытия нового фотосферного материала с другой полярностью выбрасывается значительная масса вещества (СМЕ), которая, распространяясь в короне и солнечном ветре, может генерировать ударную волну и приводить к ускорению некоторой части частиц в короне и солнечном ветре до значительных энергий. Достигая обиты Земли, это межпланетное возмущение может стать причиной ,геомагнитной бури, когда Земля сталкивается сначала с ударной волной, а затем с самим СМЕ, идентифицируемым на орбите Земли как магнитное облако, хотя так и остается непонятным, является ли материал внутри CME рожденным во вспышке, то есть в хромосфере, или в самой короне.

В работе Браво [Bravo, 1995] описан несколько иной сценарий. Всплывание нового фотосферного материала противоположной полярности, что само по себе является обычным явлением на Солнце, приводит к перестройке магнитных полей в солнечной фотосфере. Если это происходит вблизи коронального шлема или корональной дыры, то перестройка магнитного поля может привести к СМЕ, которое будет распространяться вдоль открытых силовых линий магнитного поля вплоть до орбиты Земли.

Исчезновение волокон

Еще одним возможным источником спорадического нестационарного потока солнечного ветра является корональный транзиент типа ЕР [Черток, 1987] его проявлением на поверхности солнца служит внезапное исчезновение больших темных волокон, наблюдаемых на диске в поглощении линии Н >α . Характерное время этого события составляет от десятков минут до часов. Волокно, видимое на лимбе, называется протуберанцем, а его исчезновение видно как эрупция Этого протуберанца, иногда большой длительности и на расстояниях до нескольких радиусов Солнца .
Длительность жизни волокон составляет от минут до недель, протуберанец отличается большой плотностью и более низкой температурой, чем окружающая корональная плазма. По характеру движения и изменчивости они делятся на три класса: спокойные, ативные и эруптивные. Активные волокна обычно имеют петельную форму (одна или несколько друг за другом). Для эруптивных волокон характерны бурные и внезапные изменения. Некоторые из них тесно связаны с солнечными вспышками, составляя часть вспышечного процесса. Однако исчезновение волокна может быть и самостоятельным процессом как в активной области, так и вне ее.
Исчезновение волокна может сопровождаться в радиодиапазоне шумовой бурей и/или слабым всплеском IV типа. На гелиоцентрическом расстоянии r=1.5+10 Rc корональные транзиенты типа ЕР имеют форму расширяющейся петли, пузыря или целой системы петель. Хотя могут быть и другие формы: веерообразные, светящиеся гало, диффузные облака. Характерная скорость расширения — от 100 до 400 км/с, иногда до 800 км/с.

Выделяющаяся энергия составляет в среднем 10 29 -10 31 эрг. Существует ли тесная связь между движущимся волокном и СМЕ? Скорее всего,волокно в короне можно рассматривать как СМЕ или его часть. Таким обрмом, на выходе из короны имеется выброшенный материал (СМЕ), связанный с друтими формами солнечной активности, такими как солнечные вспышки и эруптивные протуберанцы. СМЕ рождаются в областях с закрытыми линиями магнитного поля в нижней короне. Типично, что эти закрытые области магнитного поля находятся у основания коронального стримера, однако СМЕ могут также появляться на значительно более высоких гелиоширотах и без связи с активными областями.

В тех спорадических событиях солнечной активности, когда СМE и вспышки находятся в близкой временной связи, СМЕ начинается раньше на 15-25 минут, и часто место вспышки находится около одного из краев СМЕ, так как СМЕ много шире (десятки градусов). СМЕ часто (1/3 всех случаев) происходит в сочетании с событиями большой в продолжительности (много часов) в мягком ренгеновском диапазоне (LDE — Long Duration Events). Вероятно, LDE связано с перестройкой солнечной короны после выброса СМЕ и включает в себя формирование новых петель горячего материала низко в короне.

Лидирующие кромки быстрых СМЕ имеют радиальные скорости от Солнца значительно большие, чем скорости солнечного ветра, позтому перед СМЕ должна образовываться ударная волна. Действительно, фактически все ударные волны в солнечном ветре происходят от движения СМЕ, которые на 1AU характеризуются следующими признаками:

• 1. Встречный поток (counterstreaming) (вдоль поля) гало электронов;
• 2. Встречный поток (counterstreaming) энергичных протона (>20 кэВ);
• 3. Увеличенное содержание гелия (Не ++ /Н + >-0.08);
• 4. Уменьшенная температура ионов и электронов;
• 5. Сильные магнитные поля (> 8 нТ);
• 6. Низкое плазменное число β
  Однако самым надежным из них является встречньй (counterstreaming) поток сверхтепловых гало электронов с энергией >80 эВ, означающий закрытую топологию магнитного поля, типичную для СМЕ, в отличие от открытой топологии линий поля внутри нормального солнечного ветра.
  Только 1/3 СМЕ сопровождается ударной волной, и только 1/6 часть СМЕ, направленных к Земле, вызывает большую геомагнитную бурю. Межпланетные токовые жгуты обычно известны как магнитные облака, если напряженность магнитного поля превышает на 1AU≈10 нТ. Частота появления СМЕ значительно меняется в цикле с:олнечной активности, составляя около 6 случаев в месяц в годы максимума и 8 случаев в год в минимуме солнечной активности. Межпланетные возмущения, связанные с быстрыми СМЕ, для которых свойственны высокая скорость и большие напряженности магнитного поля (часто с большой южной компонентой), могут быть очень геоэффективными. Очень сильные магнитные поля в таких возмущениях являются главным образом результатом сжатия в межпланетной среде. Ориентация поля впереди СМЕ (это есть пространство между фронтом ударной волны и самим СМЕ, называемое ударным слоем) является эффектом драпировки силовых линий около ОМЕ, тогда как ориентация поля внутри самих СМЕ определяется условиями на Солнце.
  Очень большие геомагнитные бури вызываются CME с ударной волной или только ударной волной, большие бури могут вызываться также и только СМЕ. Очевидно, что ударная волна может наблюдаться в отдельной точке и без СМЕ, так как ударная волна занимает значительно большее пространство (110-180 0 ), чем вызывающий а СМЕ (50-70 0 ).
  Таким образом, транзиентные выбросы материала от Солнца з форме СМЕ являются лучшим связующим звеном между солнечной активностью и нерекуррентными событиями в земной магнитосфере.
  Пюведение СМЕ во времени смоделировано [Chen,Garren, 1993] .
  Нестационарные потоки в межпланетном пространстве на орбите Земли имеют две большие структурные области: ударные волны и иагнитные облака. Приход ударной волны на Землю идентифицируется по основным двум критериям [ Застенкер, Бородкова, 1984; Borrini et al.,1982; Иванов, 1996] :

  • 1. Регистрация в магнитном поле Земли внезапного начала SC или внезапного импульса SI;
  • 2. Большое резкое и одновременное изменение параметров солнечного ветра: dv>150 км/с; n и Т могут увеличиться в-несколько раз; dВ>0, повышение флуктуаций электрического поля и потока плазмы, резкое увеличение потока энергии.

  
  
  Время запаздывания ударной волны относительно солнечной бури составляет dT = t sc — t бури =24-48 ч.

  Вспышечные и волоконные потоки

  Рис 3. Типичное распределение параметров во вспышечном потоке [Tsurutani,Gonzalez, 1987].

  Для волоконных потоков, причиной которых,вероятно, являются транзиенты ЕР-типа, самым ярким является большое увеличение плотности (в 2-7 раз) относительно спокойного солнечного ветра. Часто эти возрастания плотности могут быть несжатыми ( NCDE 1 типа [Коваленко, Филиппов, 1982] , для них характерны: резкий фронт, небольшая длительность (dt=10 часов), время распространения до Земли составляет 3-4 дня, высокая плотность (n>≈ 25 см

  ), скорость v>400 км/с и увеличенная величина ММП (В>10 нТ). Ударной волны перед ними часто нет. Однако приблизительно у половины таких явлений увеличение плотности происходит одновременно с ростом скорости и температуры протонов [Иванов, Харшиладзе, 1994] . Для таких «сжатых» увеличений плотности часто имелись внезапные начала (SC и SI) и ударная волна. По сравнению со вспышечными потоками, волоконные потоки являются плотными, медленными, холодными.

  Остановимся еще на одном аспекте солнечно-земного взаимодействия. Часто солнечная активность развивается так, что на орбиту Земли могут приходить потоки одновременно от нескольких солнечных источников; это зависит как от сценария солнечной бури, так и от местоположения этих источников, когда взаимодействуют как квазистационарные потоки, так и транзиентные. В результате на орбите Земли появляется составной поток с очень сложными характеристиками, часто с несколькими максимумами и со значительно более увеличенными параметрами, чем характерные для одиночного источника. Именно эти составные потоки в солнечном ветре могут вызывать на Земле самые большие геомагнитные и авроральные события.

  Таким образом, потоки от разных источников на Солнце обладают разными, но вполне определенными пределами параметров на орбите Земли. Кроме того, квазистационарные потоки в солнечном ветре не меняют своих характеристик за время, необходимое Земле для того, чтобы пересечь эти потоки при своем движении по орбите вокруг Солнца. Дня нестационарных процессов характерно быстрое изменение параметров потока как при его образовании, так и при его распространении, и самым характерным примером нестационарного течения является ударная волна.

  Основные параметры различных типов солнечного ветра суммированы в таблице.

  Характеристики различных типов потоков солнечного ветра

  Источник