НЕТ
Общая характеристика работы
Актуальность проблемы
Сверхзвуковой поток плазмы, образующийся в результате постоянного расширения горячей солнечной короны в межпланетное пространство и заполняющий гелиосферу, получил название "солнечный ветер". И хотя прямые исследования солнечного ветра с помощью советских и американских космических аппаратов начались более 40 лет назад (на советской ракете ЛУНА 2 в 1959 г. и на американских космических аппаратах Explorer 10 в 1961 г. и Mariner 2 в 1962 г.), всестороннее изучение солнечного ветра было и остается актуальным по целому ряду причин.
Прежде всего необходимо отметить, что теоретические основы нашего понимания процессов формирования и динамики солнечного ветра (в гидродинамическом приближении) были заложены Паркером в 1957 г. (см., например, [1, Parker, 1961]). Однако результаты прямых измерений магнитогидродинами-ческих параметров солнечного ветра постоянно ставят новые вопросы, многие из которых остаются открытыми и по сей день. К ним прежде всего относятся физические механизмы, ответственные за нагрев основания короны до температур 1,5-2 млн. градусов и эффективную передачу энергии от короны
1
к солнечному ветру, а также механизмы, обеспечивающие выход в межпланетное пространство ионов более тяжелых, чем протоны. Таким образом, измерения параметров солнечного ветра, изучение их изменчивости и взаимосвязей между ними способствуют лучшему пониманию фундаментальных вопросов физики солнечной (звездной) атмосферы.
Очень информативными оказались исследования отдельных ионных компонент солнечного ветра. Во-первых, массовый состав солнечного ветра не изменяется в межпланетной среде и поэтому дает непосредственную информацию о химическом составе солнечной атмосферы. Во-вторых, различные ионизационные состояния тяжелых ионов формируются в нижней короне, и при движении ионов в межпланетном пространстве их ионизационные состояния практически не изменяются. Следовательно, степени ионизации тяжелых ионов солнечного ветра оказываются как бы "заморожены", и ионы солнечного ветра несут информацию об условиях в солнечной короне [2, 3, Вате et al., 1968; Hundhausen et al., 1968]. Таким образом, наблюдения в межпланетном пространстве массового и зарядового составов ионов солнечного ветра дают ценную информацию о солнечной атмосфере и вносят существенный вклад в физику Солнца [4, Geiss, 1985].
В отличие от химического и ионизационного составов гидродинамические параметры солнечного ветра претерпевают в межпланетном пространстве ряд динамических изменений (расширение, ускорение, генерация волн и взаимодействие с ними и др.) [7, 8, Альвен и Фельтхаммар, 1967; Арцимович и Сагдеев, 1979]. За счет малого содержания и большого разнообразия масс и зарядовых состояний ионы более тяжелые, чем протоны, могут рассматриваться как пробные частицы при изучении таких динамических процессов. Поэтому результаты
2
изучения поведения как основных (электронной и протонной) компонент, так и малых ионных составляющих солнечного ветра представляют большой интерес для физики плазмы вообще и физики солнечного ветра в частности [5, 6, Hund-hausen, 1972; Neugebauer, 1982].
Хотя параметры солнечного ветра испытывают большие и быстрые вариации, было установлено, что на характерных масштабах от ~1 солнечного радиуса (70 тыс. км) до ~1 а.е. солнечный ветер структурирован (т.е. содержит распространяющиеся в межпланетном пространстве различающиеся между собой области (или типы течений), внутри которых параметры плазмы и межпланетного магнитного поля изменяются сравнительно мало), и его структура отражает крупномасштабную структуру солнечной короны. Некоторые типы течений могут образовываться уже в межпланетном пространстве при взаимодействии разных типов течений солнечного ветра, и масштабы этих областей, как правило, меньше, чем масштабы течений солнечного ветра, связанные с крупномасштабной структурой солнечной короны. Детальное исследование крупномасштабных течений солнечного ветра и их сравнительный анализ позволяют получить информацию о физических процессах и в солнечном ветре, и в солнечной атмосфере при различных условиях, а также о процессах передачи воздействия от Солнца к Земле посредством различных типов течений солнечного ветра.
Помимо чисто научного интереса, наблюдения солнечного ветра представляют большое практическое значение, так как плазма солнечного ветра является основным агентом, с помощью которого активные процессы на Солнце оказывают влияние на состояние околоземного космического пространства и магнитосферы Земли [9, 10, 11, Rostoker and Faltham-
3
3
mar, 1967; Russell et al., 1974; Perreault and Akasofu, 1978]. Изучение динамики геомагнитосферы необходимо для решения как научных, так и практических задач в области космонавтики, радиосвязи, метеорологии и климатологии и тех видов деятельности, которые существенно от них зависят, в частности сельского хозяйства, биологии и медицины. Этот аспект солнечно-земных связей, названный в начале XX века выдающимся ученым А.Л.Чижевским "космической погодой", в последнее время заслуженно пользуется повышенным интересом как у научных работников, так и у представителей многих других специальностей (см., например, сборник статей "Space Weather"[12, 2001], а также труды конференций "Solar Cycle and Space Weather", Vico Equense, Италия [13] и Всероссийской конференции по "Физике солнечно-земных связей", Иркутск [14] , проходивших в сентябре 2001 г., и специальной сессии EGS, Ницца, Франция, 2002 г.).
Цель работы состоит в экспериментальном изучении физических процессов в плазме солнечного ветра, при этом основные акценты делаются на исследовании:
1) процессов формирования и свойств крупномасштабных структур в солнечном ветре и их динамики;
2) их связи с явлениями как в солнечной короне, так и в земной магнитосфере.
Новизна работы
В работе приводятся результаты, полученные на протяжении более 20 лет исследований, большая часть которых в свое время была пионерской. К ним относятся:
1) вариации химического и ионизационного состава солнечного ветра;
2) классификация типов течений солнечного ветра и определение соотношений между гидродинамическими параметрами
4
4
протонов и а-частиц в различных условиях;
3) определение условий в солнечной короне в областях формирования различных типов течений солнечного ветра;
4) влияние различных типов солнечного ветра на состояние околоземного пространства.
Практическая и научная ценность работы
Полученные результаты о величинах и динамике температуры и химического состава солнечной короны, а также крупномасштабной структуре солнечного ветра, крайне важны для построения физических моделей солнечной атмосферы, в том числе и моделей формирования массового и зарядового составов солнечного ветра и его выхода в межпланетное пространство.
Соотношения между гидродинамическими параметрами протонов и а-частиц солнечного ветра, полученные в различных условиях, позволяют исследовать физические механизмы формирования солнечного ветра, динамики его крупномасштабных возмущений, а также механизмы, регулирующие сравнительное поведение различных ионных компонент при различных типах течений солнечного ветра.
Исследованные соотношения между параметрами межпланетной среды в различных типах течений солнечного ветра и геомагнитной активностью позволяют проследить цепочку механизмов, передающих воздействие от солнечных явлений к геомагнитным возмущениям, т.е. закладывают фундамент для практического решения задач программы "Космическая погода".
Апробация работы
Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены в более чем 100 докладах на различных научных конференциях и семинарах внутри страны и за рубежом:
5
5
- на ассамблеях COSPAR (26-й Тулуза, Франция, 1986; 27-й Эспоо, Финляндия, 1988; 28-й Гаага, Нидерланды, 1990; 30-й Гамбург, Германия, 1994; 31-й Бирмингем, Великобритания, 1996; 32-й Нагойя, Япония, 1998; 33-й Варшава, Польша, 2000);
- на ассамблеях IAGA (4-й Эдинбург, Великобритания, 1981; 5-й Прага, ЧССР, 1985; 6-й Эксетер, Великобритания, 1989; 7-й Буэнос-Айрес, Аргентина, 1993; 8-й Уппсала, Швеция, 1997; 9-й Ханой, Вьетнам, 2001);
- на симпозиумах EGS (17-м Эдинбург, Великобритания, 1992; 18-м Вейсбаден, Германия, 1993; 19-м Гренобль, Франция, 1994; 20-м Гамбург, Германия, 1995; 21-м Гаага, Нидерланды, 1996; 22-м Вена, Австрия, 1997; 23-м Ницца, Франция, 1998; 24-м Гаага, Нидерланды, 1999; 25-м Ницца, Франция, 2000; 26-м Ницца, Франция, 2001; 27-м Ницца, Франция, 2002);
- на симпозиумах AGU (осеннем Сан-Франциско, 1996; весеннем Балтимор, 1997; осеннем Сан-Франциско, 1998; весеннем Бостон, 1999; осеннем Сан-Франциско, 1999; весеннем Вашингтон, 2000; осеннем Сан-Франциско, 2000);
- на симпозиумах ESLAB (26-м Килларни, Ирландия, 1992; 27-м Нордвайк, Нидерланды, 1997);
- на симпозиумах Solar Wind (7-м Гослар, Германия, 1991; 8-м Дана Пойнт, США, 1995; 9-м Нантукет, США, 1998);
- на симпозиумах SOHO (1-м Аннаполис, США, 1992; 2-м Марциана Марина, Италия,1993; 3-м Истее Парк, США, 1994);
- на симпозиумах ICS (3-м Версаль, Франция, 1996; 5-м Санкт-Петербург, Россия, 2000);
- на симпозиумах "Геокосмос"(2-м, Санкт-Петербург, Россия, 1998; 3-м, Санкт-Петербург, Россия, 2000);
- на симпозиумах ИНТЕРБОЛ (Тулуза, Франция, 1997; Хельсинки, Финляндия, 1998; Кошице, Словакия, 1998;
6
6
Звенигород, Россия, 1999; Киев, Украина, 2000; Польша, 2001; София, Болгария, 2002);
- на симпозиумах КАПГ (4-м Львов, СССР, 1983; 5-м Самарканд, СССР, 1989);
- на симпозиуме SCOSTEP (Иркутск, СССР, 1985);
- на коллоквиуме COSPAR (Варшава, Польша, 1989);
- на симпозиуме SOLTIP (Либлице, ЧССР, 1991);
- на симпозиуме NSO (16-м Санспот, США, 1995);
- на AGU Chapman Conference (Лонавала, Индия, 2001);
- на симпозиуме SOLSPA (Вико Екуенс, Италия, 2001)
и на некоторых других, а также на семинарах ИКИ РАН, ИЗМИРАН, НИИЯФ МГУ, СибИЗМИР, СПбУ, АИ ЧСАН (Прага, ЧССР), Карлов Университет (Прага, Чехия), UCLA (Лос-Анджелес, США), MIT (Бостон, США), ISAS (Токио, Япония), DARA (Берлин, Германия).
Личный вклад автора.
Космические эксперименты в виду их сложности могут быть осуществлены лишь большими коллективами. Отдавая должное труду коллег, необходимо отметить, что автор принимал непосредственное участие в разработке идеологии, изготовлении, калибровке на вакуумном стенде и испытаниях научных приборов в Институте, на заводе, на космодроме и управлял экспериментами в ходе космических полетов. На спутнике И нтербол/Хвостовой Зонд он являлся руководителем эксперимента КОРАЛЛ. Он также участвовал в разработке алгоритмов, создании программ, проведении обработки данных и анализе результатов. Начиная с середины 80-х годов практически во всех опубликованных работах ему принадлежит постановка научной задачи, предложение метода обработки и анализа данных и интерпретация результатов.
7
Краткое содержание работы
Объем и структура работы.
Диссертация состоит из введения, 6 глав, заключения и списка литературы, содержит 306 страниц машинописного текста (включая 116 рисунков, 30 таблиц и библиографию из 262 наименований), подготовленного в текстовом редакторе ТеХ.
Во введении сформулированы проблематика, актуальность и цели исследований крупномасштабной структуры солнечного ветра, приведена общая характеристика работы.
В первой главе содержится обзор теоретических представлений о формировании ионной компоненты солнечной атмосферы, её выходе в межпланетное пространство, динамике солнечного ветра и его влиянии на магнитосферу Земли. Также описываются основные методы прямых измерений и результаты наблюдений, полученных до начала цикла исследований на спутниках Прогноз-7, -8, -10, -11, -12. В конце этой главы сформулированы основные научные задачи проведенных нами исследований:
• определение средних характеристик солнечного ветра и изучение их вариаций в цикле солнечной активности,
• определение среднего химического состава солнечного ветра и солнечной короны,
• оценка средней ионизационной температуры различных ионных составляющих солнечного ветра,
• изучение изменений МГД параметров, химического состава и ионизационной температуры солнечного ветра и условий, приводящих к их вариациям,
• изучение связи изменений МГД параметров, химического
8
состава и ионизационной температуры солнечного ветра с различными типами течений солнечного ветра,
• классификация типов течений солнечного ветра,
• изучение закономерностей изменения МГД параметров протонов для различных типов течений солнечного ветра,
• изучение закономерностей относительного изменения МГД параметров а-частиц для различных типов течений солнечного ветра,
• проверка гипотезы о возможности при определенных условиях вытягивания за счет кулоновского трения малых ионных составляющих основным протонным потоком из солнечной короны в межпланетное пространство,
• определение условий возникновения отклонений от гидродинамического равновесия различных ионных компонент,
• оценка роли кулоновских столкновений в выравнивании скоростей и температур ионных компонент в разных течениях солнечного ветра,
• получение сведений о механизмах формирования состава, ускорения и нагрева ионных компонент в различных типах течений солнечного ветра и их сравнительный анализ,
• определение роли крупномасштабной структуры и динамических процессов солнечной короны и солнечного ветра в задачах "космической погоды",
• исследование геоэффективности различных типов течений солнечного ветра.
9
Во второй главе приводится описание условий проведения экспериментов, характеристик научной аппаратуры и результатов ее лабораторных калибровок, а также методики обработки и анализа данных экспериментов.
При обработке результатов измерений, выполненных в солнечном ветре на спутниках Прогноз 7, 8 и Прогноз-10-Интеркосмос (проект "Интершок"), Прогноз 11, 12 ("Хвостовой" и "Авроральный" зонды проекта "Интербол") были сделаны следующие физические предположения, которые в среднем согласуются с результатами других экспериментов:
1) все ионы имеют конвектированные максвелловские распределения частиц по скоростям с изотропной кинетической температурой % и массовой скоростью vc,
2) все ионы, тяжелее а-частиц, обладают одинаковыми массовыми скоростями, равными массовой скорости а-частиц;
3) все ионы, тяжелее а-частиц, имеют кинетические температуры, пропорциональные их массам % = (Mi/MP)TP;
4) потоки всех ионов приходят с одного направления, которое не сильно отличается от направления оси зрения анализатора;
5) гидродинамические параметры потоков всех ионных компонент мало изменяются на временных масштабах 1-10 мин.;
6) элементный и зарядовый составы ионной компоненты солнечного ветра сохраняются на временных масштабах < 1 ч.
Моделирование работы аппаратуры и ее реальное функционирование в условиях космического полета позволяют сделать вывод, что предложенные физические принципы измерений и технические решения по изготовлению научной аппаратуры, а также методы обработки и анализа измерений позволили провести исследование различных параметров солнечного ветра и успешно решить научные задачи, стоявшие перед
10
экспериментами.
В третьей главе приводятся результаты, описывающие вариации параметров солнечного ветра и зависимости между гидродинамическими параметрами протонной и «-компонент солнечного ветра без учета структуры солнечного ветра.
Благодаря анализу данных о среднем солнечном ветре (т.е. без селекции данных по типам течений солнечного ветра) в работе были отчасти подтверждены ранее полученные в других космических экспериментах результаты, но в то же время, благодаря раздельным масс-спектрометрическим измерениям а-частиц и протонов, достигнуты новые результаты, главным образом по относительному поведению а-частиц и протонов.
1. Средние значения основных гидродинамических параметров солнечного ветра хорошо согласуются с картиной их долгопериодических вариаций в цикле солнечной активности. В частности, подтверждается возрастание относительного содержания гелия на фазе роста солнечной активности.
2. Относительная концентрация а-частиц па/пр в среднем уменьшается от ~6 до ~3% при увеличении величины потока солнечного ветра от ~ ПО8 до ~ 10 108 см~2с~\
3. Период наблюдений на спутнике Прогноз 7 пришелся на фазу роста в цикле солнечной активности и характеризуется необычным повышением концентрации ионов в высокоскоростных (ур > 550 км/с) течениях солнечного ветра. В этом же диапазоне скоростей солнечного ветра наблюдается уменьшение относительной концентрации а-частиц па/пр и разности скоростей va — vv а-частиц и протонов. Это согласуется с предсказаниями модели эволюции возмущений плотности и скорости
11
солнечного ветра [15, 16, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978], из которой следует, что при взаимодействии быстрого течения с более низким относительным содержанием гелия и медленного течения с более высоким относительным содержанием гелия может наблюдаться солнечный ветер, у которого средняя скорость а-частиц меньше средней скорости протонов.
4. Разность скоростей va — vp и отношение температур Та/Тр в среднем возрастают, соответственно, от ~—5 до ~+Ю км/с и от ~1,5 до ~5 при увеличении величины альвеновской скорости от ~25 до ~75 км/с, при этом в указанном интервале va данные могут быть аппроксимированы следующими выражениями: va — vp [км/с] = (0,26±0,13)ги [км/с] — (9, 5±1,1) и lgTa/Tp = (0,51±0,08) lgvA [км/с] -(0,31±0,05). При увеличении альвеновской скорости от ~75 до ^100 км/с величина va — vp имеет тенденцию к уменьшению, а Та/Тр остается на уровне ~5.
5. В целом отношение температур Та/Тр коррелирует с модулем разности скоростей va — vp а-частиц и протонов. Зависимость отношения температур Та/Тр от относительной разности скоростей X = (va — vp)/wt , где wt -средняя тепловая скорость, отличается для солнечного ветра с разным содержанием а-частиц: для па/пр < 0,02 величина Та/Тр возрастает от ~1,5 до ~4,5 при увеличении X от ~—1 до ~+1, для 0,02 < па/пр < 0,05 отношение Та/Тр возрастает от ~2 до ~6,5 при увеличении X от ~—1 до ~+1 и для па/пр > 0,05 Та/Тр уменьшается от ~7 до ~4 при увеличении величины X от ~-1,0 до ~0 и возрастает от ~4 до ~10 при увеличении X от ~0 до ~1,0. Полученные результаты не вполне согласуются с
12
предсказаниями модели [17, Hernandez and Marsch, 1985] и имеют более сложный характер.
6. Совокупность экспериментальных данных позволяет предложить следующий сценарий возникновения отклонения от термодинамического равновесия различных ионных компонент солнечного ветра. На гелиоцентрических расстояниях 10-25 Rq, где по результатам радиопросвечивания наблюдается сильная неоднородность параметров плазмы [18, Яковлев и др., 1987], происходит перемешивание разноскоростных течений плазмы с различным относительным содержанием малых ионных составляющих, в результате образуются течения с неравновесными переносными скоростями [15, 16, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978]. В среднем в более быстрых течениях солнечного ветра наблюдается более высокое содержание гелия, поэтому в солнечном ветре в среднем наблюдаются более высокие переносные скорости а-частиц, чем протонов. Наряду с этим механизмом могут действовать и известные механизмы преимущественного ускорения малых ионных составляющих при их взаимодействии с волнами. За счет энергии, заключенной в разности переносных скоростей компонент, происходит наблюдаемое в экспериментах на космических аппаратах Helios [19, Marsch et al., 1982] увеличение отношения температур Та/Тр и уменьшение разности скоростей va — vp с возрастанием гелиоцентрического расстояния. Под действием кулоновских столкновений ионов происходит выравнивание переносных скоростей и кинетических температур различных ионных компонент солнечного ветра. Получены оценки, согласно которым выравнивание скоростей и температур ионных компонент происходит в среднем на
13
гелиоцентрических расстояниях 7 и 20 а.е., соответственно.
В то же время ряд экспериментов дал противоречивые результаты. Например, данные космических экспериментов Vela 3 [20, Hirshberg et al., 1972], Explorer 34, 43 [21, Ogilvie, 1972], Heos 1 [22, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [23, Neugebauer., 1981] и Прогноз 7 в области небольших потоков (1 — 3) 108 см~2 с"1 демонстрируют разные зависимости относительного содержания а-частиц па/пр от величины потока солнечного ветра nvp. Исходя из этого была поставлена задача исследовать эти зависимости раздельно в каждом типе течений солнечного ветра. Для этого сначала было необходимо разработать методику селекции солнечного ветра по крупномасштабным структурам (или типам течений) на основе имеющихся измерений, и эта задача была успешно решена, что подробно описывается в следующей главе.
В четвертой главе формулируется подход к классификации типов течений солнечного ветра на основе распределения видов энергии и химического состава в различных типах течений. Анализ измерений показал, что для идентификации пяти типов течений солнечного ветра по минимальному набору данных достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц па/пр и отношение теплового давления к магнитному давлению (параметр /3 = пкТр/(В2/8тт)):
• тип 1 характеризуется низкой скоростью {vp = 300-420 км/с) и высокой концентрацией (п = 15-50 см"3), отношением теплового давления к магнитному (3 > 1 и низкими значениями температуры протонов, относительного содержания гелия и модуля магнитного поля;
• тип 2 характеризуется также низкой скоростью {ур = 270
14
- 450 км/с) и средней концентрацией (п = 2 - 20 см 3), значениями /3 < 1, низкими температурой и относительным содержанием гелия и средним магнитным полем;
• тип 3 характеризуется средней и высокой скоростью {ур = 350 - 650 км/с) и средней концентрацией (п = 2 - 30 см"3), значениями (3 < 1, средними температурой и магнитным полем и высоким содержанием гелия;
• тип 4 характеризуется высокой скоростью (vp = 450 -700 км/с) и средней концентрацией (п = 3 - 30 см~3), значениями /3 ~ 1, высокими значениями температуры и магнитного поля, низким содержанием гелия;
• тип 5 характеризуется высокой скоростью (ур = 500 -700 км/с) и средней концентрацией (п = 5 - 30 см"3), значениями (3 < 1, средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия.
Величина и различный характер поведения указанных параметров позволяют сопоставить эти пять областей с известной крупномасштабной структурой солнечной короны и ее динамикой:
1. гелиосферный токовый слой (HCS);
2. течения из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - CS);
3. течения из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН);
4. солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и межпланетной среде (CIR);
15
5. магнитное облако (течения плазмы, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество).
Проведенная селекция по типам солнечного ветра позволила получить распределения параметров и их соотношения в разных типах солнечного ветра, а также сделать заключения о физических условиях в области их формирования на Солнце.
Кроме того, был обнаружен тип 6, который характеризуется низкой скоростью {vp = 300 - 400 км/с) и крайне низкой концентрацией (п = 0,1 - 1,0 см"3), значениями /3 < 1, средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия. К сожалению, малая статистика наблюдений данного типа солнечного ветра не позволила подробно исследовать его свойства, как это было сделано для остальных типов течений солнечного ветра.
В пятой главе анализируются вариации параметров солнечного ветра, включая параметры а-частиц, и зависимости между ними в различных типах течений солнечного ветра. На основе этого анализа получены сведения о схожести и различиях процессов ускорения и нагрева различных ионных компонент в разных структурах солнечной короны и типах течений солнечного ветра. В этой главе также изучается поведение тяжелых ионов в течениях разного типа и оцениваются химический состав и ионизационная температура тех областей солнечной короны, из которых эти течения берут свое начало. В частности, показано, что ионы Н+ наблюдаются в веществе, выброшенном из нижних слоев солнечной атмосферы, где температура составляет порядка тысячи градусов.
5.1. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в различиях потоков массы, импульса и энергии
16
1. Средний поток массы nvp уменьшается с увеличением переносной скорости в стационарных течениях солнечного ветра: от 10,5 108 в HCS до 3,4108 и 2,7108 частиц/см2с в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, соответственно. В возмущенных течениях поток массы составляет 3,Г108 в МС и 4,2108 частиц/см2с в CIR. С учетом длительности и частоты появления разных типов течений измерения показывают, что солнечные потери массы почти равны в разных стационарных течениях и в ~ 5 раз выше, чем в возмущенных типах течений.
2. Средние потоки импульса га;2 равны в стационарных течениях солнечного ветра из корональных стримеров и дыр (2, ПО"8 дин/см2 с) и возрастают до 2,6 10"8 дин/см2с в МС, 3,7 10"8 дин/см2с в CIR и б,3 10"8 дин/см2с в HCS.
3. Средние потоки кинетической и тепловой энергии, 0,bnmVp и nkTpVp в возмущенных типах течений и в HCS в 2 - 3 раза выше, чем в стационарных течениях. Тем не менее, потери энергии в течениях из корональных дыр в 2 - 5 раз выше, чем в HCS и в возмущенных типах течений, и в 1,5 - 2 раза выше, чем течениях из корональных стримеров.
4. Наибольшие отношения теплового давления к магнитному (3 = пкТр/(В2/8тг) наблюдаются в HCS (~ 2), а наименьшие отношения - в МС (~ 0,3). В других типах течений параметр (3 составляет от 0,5 до 1,0.
5. В МС вклад ионов гелия (а-частиц) в потоки массы, импульса и энергии может превышать обычные ошибки измерений и оценки параметров, и поэтому его необходимо учитывать при изучении этих течений.
17
5.2. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в сравнительном поведении протонов и а-частиц
По сравнению поведения протонов и а-частиц в течениях разного типа СВ могут быть сделаны следующие выводы:
1. Относительное содержание гелия па/пр коррелирует со скоростью солнечного ветра vp в HCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и антикоррелирует в CIR и в МС.
2. Относительное содержание гелия па/пр коррелирует с величиной потока nvp и плотностью солнечного ветра пр в течениях из корональных дыр и в CIR и антикоррелирует в HCS и в течениях из корональных стримеров и в МС. Тем самым подтверждается предположение [24, Geiss, 1970] о важной роли основного, протонного, потока солнечного ветра в "вытягивании" малых ионных составляющих в межпланетное пространство только из корональных дыр.
3. Различия в зависимости относительного содержания гелия na/rip от величины потока nvp и плотности солнечного ветра пр в течениях из корональных дыр и из корональных стримеров показывают, что условия и/или механизмы формирования солнечного ветра в этих областях солнечной короны отличаются друг от друга.
4. Разности скоростей а-частиц и протонов va—vp коррелируют со скоростью солнечного ветра vp и альвеновской скоростью va в HCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но отношение кинетических температур Та/Тр коррелирует только в HCS и в течениях из корональных стримеров и сохраняется приблизительно постоянным в течениях из корональных дыр.
18
ICQ: 638099552 (в сети)
Тел.: +7 (928) 260-05-38 (на связи)
Почта.: 
Интересные работы (за сутки)
Новые поступления
