АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 6, с. 523-528
УДК 523.62-726
ВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ПОТОКОВ НАДТЕПЛОВЫХ ИОНОВ
И ИХ ОТНОСИТЕЛЬНОЕ СОДЕРЖАНИЕ НА 1 а.е.
В 1998-2017 гг.
© 2019 г. М. А. Зельдович1*, Ю. И. Логачев1**, К. Кечкемети2***
1Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,
НИИ ядерной физики им. Д.В. Скобельцына, Москва, Россия
2Научно-исследовательский центр физики им. Вигнера Венгерской академии наук,
Будапешт, Венгрия
Поступила в редакцию 09.10.2018 г.; после доработки 23.01.2019 г.; принята к публикации 29.01.2019 г.
Проведено изучение временн ´ых вариаций потоков надтепловых (0.04-2 МэВ/нуклон) ионов3He,
4He, C, O и Fe и их относительного содержания в 23 и 24 солнечных циклах (СЦ) по данным
прибора ULEIS на KA ACE. Получены положительные значения корреляций интенсивностей ионов,
регистрируемых на 1 а.е., с параметрами солнечной активности, что указывает на происхождение
надтепловых ионов преимущественно в активных процессах на Солнце. Показано, что в максимумах
активности интенсивности всех ионов в СЦ 24 были меньше, чем в СЦ 23, как в возмущенные,
так и в спокойные периоды циклов. В противоположность этому, временн ´ое поведение отношений
3He/4He, C/O и Fe/O было различно и зависело от величины первого ионизационного потенциала
ионов. Распределения Fe/O показали бoльшие, средние и медианные значения в СЦ 23, в то время
как распределения C/O и3He/4He для 23 и 24 СЦ не демонстрировали существенных различий.
Полученные результаты позволяют предположить, что потоки надтепловых ионов Fe от Солнца во
вспышках и в короне уменьшились в СЦ 24 по сравнению с СЦ 23 в большей степени, чем потоки
ионов3He,4He, C и O.
DOI: 10.1134/S0004629919060070
1. ВВЕДЕНИЕ
фоновыми потоками для всех наблюдаемых воз-
растаний. Знание фоновых потоков позволяет вы-
При спокойном Солнце в межпланетном про-
делить основную составляющую непосредственно
странстве всегда присутствуют частицы, энергия
возрастания. Сравнивая состав надтепловых ионов
которых в несколько раз превышает среднюю теп-
и их относительное содержание с составом короны,
ловую энергию частиц солнечного ветра. Надтеп-
фотосферы Солнца, корональных дыр и других об-
ловые потоки ионов солнечного ветра несут опре-
разований на Солнце, можно судить об источнике
деленную информацию как об их источниках, так
ускоренных частиц.
и о процессах на Солнце, ускоряющих ионы до
Ионный состав в быстром и медленном сол-
надтепловых энергий. Кроме солнечных надтепло-
нечном ветре изучался в [1, 2] и в потоках ча-
вых частиц наблюдаются также частицы, ускорен-
стиц, ускоренных в межпланетном пространстве
ные непосредственно в солнечном ветре. Во мно-
в области коротирующих и транзиентных ударных
гих случаях изучение вариаций потоков и состава
волн [3-5]. В работах [6-9] была проведена оценка
надтепловых частиц разной природы позволяют
относительного содержания надтепловых ионов с
определить их источники. Например, слабые сол-
энергиями 0.04-1 МэВ/нуклон в спокойные пе-
нечные вспышки, которые возникают на Солнце
риоды солнечной активности (СА) в 23 цикле,
даже в спокойные периоды солнечной активности.
и было показано, что величины отношений C/O
Особый интерес представляют потоки солнечного
и Fe/O в спокойное время зависят от уровня
ветра при спокойном Солнце, которые являются
СА. Относительное содержание ионов в потоках
*E-mail: mariya@srd.sinp.msu.ru
частиц служит указанием на популяцию частиц,
**E-mail: logachev@srd.sinp.msu.ru
ускоренных в различных процессах на Солнце
***E-mail: kecske@rmki.kfki.hu
или в межпланетном пространстве, и образующих
523
524
ЗЕЛЬДОВИЧ и др.
J
102
3He
100
10-2
Fe J/10
10-4
10-6
0
10
C/O
10-1
Fe/O
3He/4He
10-2
SN
200
100
0
1998
2001
2004
2007
2010
2013
2016
2019
Рис. 1. 27-дневные средние величины в период времени 19.02.1998-4.02.2018 интенсивностейионов3Не и Fe (поделены
на 10) с энергией 0.08-0.16 МэВ/нуклон (вверху), относительногосодержания ионов C/O, Fe/O и3He/4He (в центре) и
числа солнечных пятен SN (внизу).
потоки надтепловых ионов. В максимуме цикла
2-х последовательных последних солнечных цик-
относительное содержание этих ионов было близ-
лов представлены на рис. 1. Как видно из рисунка,
ко к содержанию во вспышках СКЛ (солнечные
интенсивности надтепловых ионов изменяются в
космические лучи), а в минимуме цикла — к зна-
фазе с числом солнечных пятен SN1 , так же, как
чениям в солнечном ветре и/или в рекуррентных
будет показано ниже, выглядят временн ´ые зави-
областях взаимодействия быстрых и медленных
симости интенсивностей всех изучаемых в данной
потоков солнечного ветра. Результаты, полученные
работе надтепловых ионов. При этом особенности
в [10, 11], показали преимущественно вспышечное
изменения со временем относительных содержаний
ионов зависят от величины первого ионизацион-
происхождение надтепловых ионов (ускорение в
ного потенциала иона (FIP) [12]. Эту зависимость
крупных и мелких солнечных вспышках) на 1 а.е.
четко демонстрирует рис. 1 (центральная панель),
во внутренней гелиосфере как в спокойные, так и в
возмущенные периоды солнечной активности.
где даны 27-дневные средние величины3He/4He,
В настоящей работе по данным прибора ULEIS
C/O и Fe/O. Здесь два первых отношения ионов
на КА АСЕ исследуются временн ´ые вариации ин-
с FIP > 10 эВ остаются почти постоянными на
протяжении двух СЦ, в то время как Fe/O с
тенсивностей надтепловых ионов3He,4He, C, O,
FIP(Fe) = 7.6 эВ изменяется в фазе с числом SN в
Fe (энергии 0.04-1 МэВ/нуклон) на 1 а.е. и отно-
солнечных циклах, достигая наибольших значений
сительного содержания этих ионов в течение 23 и
в максимумах циклов.
24 СЦ.
Мы провели сравнение временн ´ого хода надтеп-
ловых ионов с временн ´ыми вариациями различных
2. ПОТОКИ НАДТЕПЛОВЫХ ИОНОВ
параметров солнечной активности. Это сравнение
И ПАРАМЕТРЫ СОЛНЕЧНОЙ
показало положительную корреляцию между все-
АКТИВНОСТИ В 1998-2017 гг.
ми изучаемыми величинами. На рис. 2 представ-
Временн ´ые профили 27-дневных средних ин-
лены сглаженные по 13 месяцам среднемесячные
тенсивностей ионов3He и Fe с энергией 0.08-
0.16 МэВ/нуклон на протяжении почти полных
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96
№6
2019
ВРЕМЕНН
ЫЕ ВАРИАЦИИ ПОТОКОВ
525
J
N
O
Fe
SEP
200
100
150
10-1
100
10-2
50
10-3
SN
Lav
CME
0
10-4
1998
2001
2004
2007
2010
2013
2016
2019
Рис. 2. Сглаженные по 13 месяцам: среднемесячные интенсивности J в единицах [част/см2 × с × ср× МэВ/нуклон]
ионов O и Fe с энергией ∼0.08-0.16 МэВ/нуклон, числа вспышечных протонных событий SEP по каталогу СПС 1997-
bin/vso/catalog.pl) CME.
величины интенсивности надтепловых ионов O и
3. ОТНОСИТЕЛЬНОЕ СОДЕРЖАНИЕ
Fe и различные параметры СА. Временн ´ой ход
НАДТЕПЛОВЫХ ИОНОВ НА 1 а.е.
ионов демонстрирует 2-х пиковую структуру пото-
В 23 И 24 СОЛНЕЧНЫХ ЦИКЛАХ
ков ионов в максимумах циклов с провалами, ана-
На рис. 3 представлены распределения 5-днев-
логичными провалу Гневышева [13] в параметрах
ных средних сглаженных величин относительно-
СА. Однако, как видно на рис. 1 и 2, в 23 цикле про-
го содержания ионов3He/4He, C/O и Fe/O с
вал интенсивности ионов одновременно с провалом
энергией ∼0.08-0.16 МэВ/нуклон в 23 и 24 СЦ.
в числе вспышек СКЛ произошел во время систе-
Приведенные распределения были построены по
матического уменьшения числа солнечных пятен до
всем 5-дневным средним интенсивностям ионов,
минимума в 2009 г.
полученных в 1999-2006 гг. и в 2010-2017 гг.
и, следовательно, включают целиком все измере-
Получены положительные значения коэффици-
ния — в спокойное время, в периоды различных
ентов корреляции интенсивностей ионов с пара-
спорадических возрастаний потоков частиц, и во
метрами солнечной активности (см. табл. 1). В
время спада солнечной активности. Из рисунка
СЦ 23 наилучшая корреляция имеет место между
видно, что кривые распределений3He/4He и Fe/O
интенсивностями ионов и числами солнечных пя-
тен, а также числом вспышечных протонных собы-
для СЦ 24 сдвинуты в область меньших вели-
тий по каталогу СПС 1997-2008 [14], что пред-
чин относительно распределений для СЦ 23, при
полагает значительный вклад частиц от вспышек
этом кривая3He/4He в СЦ 23 сдвинута в сторону
СКЛ в потоки ионов на 1 а.е.
больших значений по сравнению с СЦ 24 только
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96
№6
2019
526
ЗЕЛЬДОВИЧ и др.
140
140
140
СЦ 24
120
120
120
100
100
100
СЦ 23
80
80
80
60
60
60
min
40
40
40
20
20
20
0
0
0
-1.8
-1.6
-1.4
-1.2
-1.0
-0.8
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
-2.0 -1.5 -1.0 -0.5
0
0.5
1.0
Lg(3He/4He)
C/O
Lg(Fe/O)
Рис. 3. Распределения пяти дневных средних (∼0.08-0.16 МэВ/нуклон) значений относительного содержания ионов
3He/4He, C/O и Fe/O. Сплошные тонкие кривые, соединяющие квадраты, представляют распределения во время фаз
возрастания и максимума СЦ 23 (1999-2006 гг.), линии, соединяющие треугольникиб — для тех же стадий в СЦ 24
(2010-2014 гг.). Толстые сплошные кривые, соединяющие точки, представляют распределения во время минимума
солнечной активности (2008-2009 гг.).
Fe/O
Fe/O
100
100
10-1
10-1
1999
2001
2003
2005
23 СЦ
40
80
120
160
200 SN
2010
2012
2014
2016
24 СЦ
Рис. 4. Величины Fe/O в спокойных периодах СА типа FL [11] в СЦ 23 (серые квадраты) и в СЦ 24 (черные квадраты) в
зависимости от времени (слева) и от среднегодовых чисел солнечных пятен SN (справа).
в области больших значений абсолютных вели-
по 2 максимума интенсивности в каждом цикле в
чин lg(3He/4He) > -1.25. Отметим, что в СЦ 24
периоды, указанные в таблице. Из таблицы видно,
наблюдалось меньшее число дней со значениями
что во время максимумов солнечной активности в
отношений3He/4He и Fe/O, больших значений в
СЦ 23 и 24 наблюдаются б ´oльшие интенсивности
максимумах распределений. Этот результат озна-
всех ионов в каждом из двух максимумов в
чает, что интенсивности ионов3He и Fe были ниже
СЦ 23, причем ионы Fe дают наибольшую разницу
в СЦ 24 в большей степени, чем ионы4He и
интенсивностей в этих циклах.
O. Полученные здесь распределения C/O и Fe/O
На рис. 4 приведены результаты сравнения ве-
показывают, что вариации и состав надтепловых
личины относительного содержания Fe/O в спо-
ионов также определяются величиной их первого
койные периоды в СЦ 23 и 24, обозначенные FL
ионизационного потенциала (FIP), что не противо-
в [11], во время которых происхождение потоков
речит выводам, полученным в [15].
надтепловых ионов было определено в [11] как
ускоренных в очень малых вспышках в солнечной
4. ИНТЕНСИВНОСТИ НАДТЕПЛОВЫХ
короне. Видно, что величина Fe/O в периодах FL
ИОНОВ И ИХ ОТНОСИТЕЛЬНОЕ
была выше в СЦ 23, где значения Fe/O > 1 были
СОДЕРЖАНИЕ НА 1 а.е. В МАКСИМУМАХ
получены в 7 спокойных периодах, а в СЦ 24 —
АКТИВНОСТИ 23 И 24 ЦИКЛОВ
в 3 периодах. Нужно отметить, что величины от-
В табл.
2
даны интенсивности надтепло-
ношений Fe/O были получены из измерений ин-
вых ионов
3He, 4He, C, O и Fe с энергией
тенсивностей ионов в спокойные периоды времени,
∼0.08-0.16 МэВ/нуклон в периоды максимумов и
определенные по критериям, разработанным ранее
спада активности СЦ 23 и 24. Так же как и числа
и приведенным в наших статьях [10, 11]. На рис. 4
солнечных пятен, интенсивности ионов показали даны значения Fe/O для спокойных периодов, но
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96
№6
2019
ВРЕМЕНН
ЫЕ ВАРИАЦИИ ПОТОКОВ
527
Таблица 1. Коэффициенты корреляции скользящих средних по 13 месяцам среднемесячных интенсивностей ионов
и параметров солнечной активности в СЦ 23 в 1999-2006 гг. и в СЦ 24 в 2010-2017 гг.
СЦ 23//СЦ 24
СЦ 23
Ионы
Lav
SN
CME
N SEP
3He
0.59//0.73
0.68//0.79
0.54//0.79
0.60
4He
0.52//0.82
0.63//0.81
0.53//0.79
0.58
C
0.64//0.74
0.78//0.80
0.64//0.82
0.77
O
0.65//0.76
0.77//0.82
0.63//0.84
0.73
Fe
0.64//0.77
0.76//0.86
0.61//0.84
0.58
3He/4He
0.38//-0.57
0.24//-0.25
-0.22//-0.20
-0.05
C/O
0.28//-0.73
0.41//-0.85
0.38//-0.91
0.58
Fe/O
0.66//0.77
0.66//0.85
0.42//0.85
0.17
Таблица 2. Cредние значения во время роста, максимумов и спада солнечной активности интенсивностей J ионов
3He,4He, C, O, Fe с энергиями 0.08-0.16 МэВ/нуклон и их отношений в СЦ 23 и 24
№ цикла, годы
3He
4He
C
O
Fe
3He/4He
C/O Fe/O
Интенсивности J
Отношения
СЦ 23, 1998.0-2004.0
18.4
451.4
0.9
2.1
0.8
0.06
0.45
0.4
СЦ 24, 2010.0-2016.0
7.2
167.9
0.4
0.9
0.3
0.06
0.4
0.3
23/24
2.5
2.7
2.4
2.3
2.8
1.05
1.1
1.2
1-й максимум
СЦ 23, 2000.5-2001.6
61.6
826.0
4.5
7.5
6.6
0.013
0.04
0.9
СЦ 24, 2011.4-2012.8
12.8
322.0
0.7
1.55
0.5
0.05
0.4
0.35
23/24
4.8
2.6
6.9
4.8
12.7
0.25
0.11
2.5
2-й максимум
СЦ 23, 2003.5-2005.5
15.5
232.3
1.7
0.6
0.07
0.5
0.35
СЦ 24, 2013.1-2015.7
9.01
199.5
0.5
1.3
0.4
0.06
0.4
0.3
23/24
1.7
1.2
1.35
1.6
1.1
1.1
1.2
Спад активности
СЦ 23, 2005.5-2007.9
6.22
169.0
0.31
0.65
0.18
0.049
0.5
0.22
СЦ 24, 2015.7-2017.0
3.34
64.5
0.14
0.345
0.1
0.054
0.47
0.32
23/24
1.86
2.6
2.2
1.9
1.8
0.91
1.06
0.67
Примечание. Приведены 5-дневные средние величины интенсивностей и относительного содержания ионов в указанные периоды
времени. Интенсивность ионов J дана в единицах [част/(см2 с ср МэВ/нуклон)]
таких, когда величина Fe/O оказалась в пределах
5. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ
значений, характерных для солнечных протонных
Исследованы временн ´ые вариации и относи-
событий (SEP-events), как импульсных, так и по-
тельное
содержание надтепловых
(0.04-
степенных. В течение 2017 г. такие периоды не
1 МэВ/нуклон) ионов3He,4He, C, O и Fe по
наблюдались, поэтому на рис. 4 черные квадраты
данным прибора ULEIS на KA ACE на 1 а.е. в
в 2017 г. отсутствуют.
1998-2017 гг.
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96
№6
2019
528
ЗЕЛЬДОВИЧ и др.
Проведено сравнение интенсивностей ионов в
ческом аппарате ACE были получены на сай-
последних двух солнечных циклах. Показано, что
те
во время максимумов циклов интенсивности всех
lvl2DATA_ULEIS.html.
ионов меньше в СЦ 24, как в возмущенные, так и
в безвспышечные периоды солнечной активности,
где соответственно относительное содержание этих
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
ионов было близко к содержанию в солнечной
1.
L. A. Fisk and G. Gloeckler, Space Sci. Rev. 130, 153
короне или во вспышках солнечных космических
(2007).
лучей.
2.
R. von Steiger, N. A. Schwadron, L. A. Fisk, J. Geiss,
Получены положительные значения корреляций
et al., J. Geophys. Res. 105(A12), 27217 (2000).
интенсивностей ионов с параметрами солнечной
3.
G. Gloeckler, and J. Geiss, Space Sci. Rev. 130, 139
активности и углом наклона токового слоя. В
(2007).
СЦ 23 наилучшая корреляция наблюдалась между
4.
G. M. Mason, R. A. Leske, M. I. Desai,
интенсивностями ионов и числами солнечных пятен
C. M. S. Cohen, et al., Astrophys. J. 678, 1458
и числом вспышечных протонных событий по ката-
(2008).
логу СПС 1997-2008 [13], что предполагает пре-
5.
S. W. Kahler, A. J. Tylka, and D. V. Reames,
имущественно вспышечное происхождение ионов
Astrophys. J. 701, 561 (2009).
на 1 а.е. В противоположность этому, временн ´ое
6.
M. I. Desai, G. M. Mason, J. E. Mazur, and
поведение отношений3He/4He, C/O и Fe/O раз-
J. R. Dwyer, Astrophys. J. 645, L81 (2006).
лично и зависит от величины первого ионизацион-
7.
M. I. Desai, G. M. Mason, R. E. Gold, S. M. Krimigis,
ного потенциала (FIP) ионов. Величины3He/4He
et al., Astrophys. J. 649, 470 (2006).
и C/O с FIP > 10 эВ остаются примерно посто-
8.
M. I. Desai, M. A. Dayeh, and G. M. Mason,
in: Shock waves in space and astrophysical
янными на протяжении 2 последних циклов, в то
environments,
18th Ann. Internat. Astrophysics
время как Fe/O с FIP(Fe) = 7.6 эВ изменяется в
Conf., AIP Conf. Proc., 1183, 11 (2009).
фазе с солнечными циклами, достигая наибольших
9.
M. A. Dayeh, M. I. Desai, J. R. Dwyer, H. K. Rassoul,
значений в максимумах циклов, при этом распреде-
G. M. Mason, and J. E. Mazur, Astrophys. J. 693,
ление Fe/O в СЦ 23 показало б ´oльшие средние и
1588 (2009).
медианные значения, в то время как распределения
10.
М. А. Зельдович, Ю. И. Логачев, Г. М. Сурова,
C/O и3He/4He для СЦ 23 и 24 не демонстрируют
Астрон. журн. 88, 409 (2011).
различий.
11.
M. A. Zeldovich, K. Kecskemety, and Yu. I. Logachev,
Полученные результаты позволяют предполо-
Solar Phys. 293, 3 (2018).
жить, что потоки надтепловых ионов Fe от Солнца
12.
U. Feldman and K. G. Widing, Astrophys. J. 414, 381
во вспышках и в короне уменьшились в СЦ 24
(1993).
в большей степени, чем потоки ионов3He,4He,
13.
M. N. Gnevyshev, Solar Phys. 1, 107 (1967).
C и O.
14.
Yu. I. Logachev, G. A. Bazilevskaya, E. V. Vashenyuk,
E. I. Daibog, et al., Catalog of Solar Proton Events
in the 23rd Cycle of Solar Activity (1996-2008)
БЛАГОДАРНОСТИ
(M.: Geophys. Center of the Russian Academy of
Экспериментальные данные по потокам за-
Sciences, 2015).
ряженных частиц прибора ULEIS на косми-
15.
U. Feldman, Space Sci. Rev. 85, 227 (1998).
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96
№6
2019
