Геомагнетизм и аэрономия, 2021, T. 61, № 3, стр. 275-281

1. ВВЕДЕНИЕ

Многолетние исследования околосолнечной плазмы методом радиозондирования сигналами космических аппаратов (КА) обеспечили получение огромного объема информации, относящейся к областям формирования и ускорения солнечного ветра. Значительный прогресс в решении фундаментальных проблем физики солнечного ветра был достигнут в последние годы благодаря обеспечению проникновения радиосигналов на расстояния, примыкающие к солнечной короне.

В ноябре 2009 г. были выполнены эксперименты радиозондирования с использованием американского спутника Меркурия Messenger. Специфика экспериментов состоит в том, что космический аппарат полностью затмевается Солнцем, так что лучевая линия КА–Земля проходит в короне. При выполнении указанных экспериментов регистрация зондирующих сигналов проводилась до очень малых значений прицельного расстояния луча (Solar Offset Distances) R, составлявших 1.04 радиуса Солнца R_s относительно центра Солнца. При обработке проблема заключалась в достоверности отождествления зарегистрированной информации с истинными характеристиками радиосигналов. Например, при малых прицельных расстояниях ширина спектральной линии зондирующих радиосигналов сантиметрового (3.56 см) диапазона увеличивалась до значений, превышающих десятки герц, и определение центра тяжести спектральной линии как значения частоты могло сопровождаться большими погрешностями. Поэтому к настоящему времени достоверные значения частоты зондировавших сигналов были определены до прицельных расстояний, превышающих 1.38 радиуса фотосферы [Wexler et al., 2019]. По-видимому, необходимо разрабатывать специфические методики для определения характеристик зондирующих околосолнечную плазму сигналов для малых (меньше 1.3 солнечного радиуса) прицельных расстояний.

В период с 6 июня по 25 июня 2011 г. японский космический аппарат Akatsuki, двигаясь по гелиоцентрической орбите, заходил за Солнце, как это наблюдалось в наземных пунктах слежения за космическими аппаратами [Ando et al., 2015]. При этом линия радиосвязи КА–Земля приближалась к Солнцу с западной стороны, так что 25 июня 2011 г. расстояние между радиолинией и центром Солнца (прицельное расстояние) составило 1.52 радиуса Солнца. После 25 июня 2011 г. КА стал удаляться от Солнца (фаза выхода), и 8 июля 2011 г. прицельное расстояние R составило 12.2 радиуса Солнца. В период между 6 июня и 8 июля 2011 г. было выполнено 16 экспериментов по радиозондированию солнечного ветра сигналами КА Akatsuki, во время которых регистрировалась частота зондирующих сигналов сантиметрового диапазона. Как и в случае с КА Messenger, длина волны составляла λ = 3.56 см.

В работах [Wexler et al., 2019; Ando et al., 2015] основное внимание было уделено радиальным профилям дисперсии флуктуаций частоты просвечивающих сигналов. Однако, как показано в работе [Ефимов и др., 2019], в экспериментах достаточно большой длительности на фоне плавной зависимости возможна регистрация повторяющихся усилений флуктуаций частоты, связанных с одной и той же долгоживущей областью в короне.

В настоящей работе с целью детектирования повторяющихся возмущений проведен анализ данных радиопросвечивания околосолнечной плазмы сантиметровыми сигналами двух европейских космических аппаратов спутника Венеры Venus Express (VEX) и спутника Марса Mars Express (MEX), которые функционировали в период с 6 октября по 4 декабря 2006 г. и обеспечили получение информации о процессах, происходивших во внутреннем солнечном ветре на гелиоцентрических расстояниях от 3.2 до 36 солнечных радиусов. Проведено сравнение с данными локальных измерений на спутнике Wind, которое показывает, что аналогичные возмущения параметров плазмы могут регистрироваться и в околоземной плазме солнечного ветра.

2. УСЛОВИЯ ПРОВЕДЕНИЯ ЭКСПЕРИМЕНТОВ РАДИОЗОНДИРОВАНИЯ В 2006 г.

В течение 2006 г. были выполнены продолжительные серии экспериментов по радиозондированию околосолнечной плазмы дециметровыми и сантиметровыми сигналами спутника Венеры Venus Express и спутника Марса Mars Express. Особенность экспериментов 2006 г. состоит в том, что измерения характеристик зондирующих радиоволн производились в один и тот же период времени – с 8 октября по 22 ноября 2006 г., но движение лучевой линии, соединяющей спутник VEX и наземный пункт, происходило в этот период с запада на восток, в то время как радиолиния MEX–Земля перемещалась с восточной стороны на западную. Эта ситуация иллюстрируется рис. 1, на котором для каждого дня 2006 г. показано положение проекций лучевых линий КА–Земля на картинную плоскость для КА VEX (рис. 1а) и MEX (рис. 1б). По горизонтальной оси указаны расстояния от центрального меридиана в единицах солнечного радиуса R_s, по вертикальной оси – расстояния от экваториальной плоскости. Большую часть времени в обоих случаях зондировались области, расположенные к северу от экватора.

Общая геометрическая картина экспериментов радиозондирования характеризуется табл. 1, в которой даты проведения экспериментов указаны днями года (day of year, DOY).

Наибольшее приближение лучевой линии VEX–Земля к центру Солнца достигалось 26 октября 2006 г. (DOY 299), при этом прицельное расстояние R равнялось 4.11 R_s. Аналогичное значение для лучевой линии MEX–Земля достигалось 23 октября (DOY 296) и составляло 3.2 R_s.

Исследуемыми характеристиками зондирующих радиоволн являлись интенсивность (среднеквадратичное отклонение) и форма временны́х спектров флуктуаций частоты X-диапазона. Временны́е вариации флуктуаций частоты сопоставляются с материалами измерений концентрации протонов N_p, скорости движения потоков плазмы V и индукции магнитного поля B бортовыми приборами спутников Земли Wind и ACE в смежные периоды времени.

3. НАБЛЮДЕНИЕ ВОЗМУЩЕНИЙ В ОКОЛОСОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЕ В ЭКСПЕРИМЕНТАХ РАДИОЗОНДИРОВАНИЯ

При обработке материалов измерений характеристик зондировавших околосолнечную плазму радиосигналов КА Venus Express и Mars Express в 2006 г. на фоне плавных зависимостей характеристик радиоволн были зарегистрированы значительные локальные повышения флуктуаций уровня частоты и амплитуды. Причинами возмущений такого рода могли быть вращающиеся вместе с Солнцем структуры солнечного ветра [Ефимов и др., 2019].

На рисунке 2 представлена зависимость интенсивности флуктуаций частоты сантиметровых сигналов спутника MEX от прицельного расстояния. Видно, что повышенные флуктуаций частоты регистрируются 6 октября 2006 г. (DOY 279), а также 8 и 9 октября (DOY 281–282). Это означает, что угловой размер области повышенных флуктуаций составляет ~0.6°.

За счет вращения Солнца область повышенной турбулентности, вызвавшая сильные флуктуации частоты сигналов КА MEX на восточной стороне, переместилась на западную сторону и заняла сектор, соответствующий прицельным расстояниям между 9.5 и 7.7 радиусами Солнца. Связанные с этой же областью короны потоки плазмы вызвали возмущения сигналов космического аппарата Venus Express, линия радиосвязи с которым захватывала зону повышенной турбулентности. На рисунке 3 представлена временнáя зависимость интенсивности флуктуаций частоты X-диапазона сигналов КА Venus Express при зондировании областей сверхкороны, расположенных к западу от центра Солнца и от источника возмущенных потоков плазмы, прицельное расстояние R в день наблюдений (DOY 294) составляло 7.7 R_s. Обработка данных флуктуаций частоты осуществлялась следующим образом: массив разбивался на участки по 2048 с, начало каждого последующего участка сдвигалось на 512 с относительно начала предыдущего. На горизонтальной оси рис. 3 указаны номера этих участков. Максимум флуктуаций σ_x = 0.2 Гц был зарегистрирован 21 октября 2006 г. DOY 294, 00:30 UT, т.е. спустя приблизительно половину периода вращения Солнца (T₀ = 27 сут) после регистрации максимума σ_x на восточной стороне (DOY 279).

Область повышенной турбулентности перемещается с западной на восточную сторону после DOY 299, в это же время восточная область солнечной короны зондируется радиосигналами спутника Venus Express. В интервале с 3 ноября 2006 г. (DOY 307, 21:29 UT) по 4 ноября (DOY 308, 00:02 UT) наблюдается возрастание интенсивности флуктуаций частоты (рис. 4), интервал между регистрациями максимумов флуктуаций на западной и восточной сторонах составляет 308.0–294.0 ≈ 14 сут, что близко к половине периода вращения Солнца. Кроме того, эта дата отличается от даты первой регистрации повышенных флуктуаций на 308.0–279.7 ≈ 28.3 дня, что свидетельствует об одной и той же причине происхождения высокого уровня флуктуаций частоты зондирующих плазму радиосигналов. Дополнительным доказательством является наличие в обоих случаях квазигармонических осцилляций с приблизительно одинаковыми периодами на близких гелиоцентрических расстояниях. Периодичность 27 сут показывает, что наблюдаемые усиления флуктуаций частоты обусловлены долгоживущей коротирующей структурой: областью взаимодействия потоков с разными скоростями.

4. ВОЗМУЩЕНИЯ НА ОРБИТЕ ЗЕМЛИ ПО ДАННЫМ ЛОКАЛЬНЫХ ИЗМЕРЕНИЙ

Ниже временны́е вариации флуктуаций частоты сопоставляются с материалами измерений концентрации протонов N_p, скорости движения потоков плазмы V и индукции магнитного поля B бортовыми приборами ИСЗ Wind в смежные периоды времени. Данные этих измерений приведены на рис. 5.

Увеличение частотных флуктуаций зондирующих околосолнечную плазму радиосигналов наблюдалось 6 октября 2006 г. (DOY 279, 16:00 UT, восточный лимб) и 21 октября 2006 г. (DOY 294, 00:30 UT, западный лимб).

При вращении Солнца корональный источник области повышенной турбулентности, зарегистрированной впервые 6 октября 2006 г. (восточный лимб), переместился к центральному меридиану по отношению к Земле через Δt₁ = 27/4 ≈ ≈ 7 сут, т.е. вблизи DOY 286. Сжатая область коротирующего возмущения достигнет Земли через некоторое время Δt₂ после прохождения корональным основанием центрального меридиана. Как видно из рис. 5а, заметное увеличение концентрации протонов начинается в DOY 291, откуда следует оценка Δt₂ ≈ 5 сут.

На рисунке 6 представлена схема реализации экспериментов радиозондирования околосолнечной плазмы. Точками А, А' обозначено положение коронального основания возмущенных областей, вызвавших усиления флуктуаций частоты, точка В расположена на центральном меридиане, для поворота от А к В и от В к А' требуется время Δt₁. При этом интервал времени между усилениями флуктуаций частоты радиосигналов и концентрации околоземной плазмы составляет Δt_E = Δt₁ + Δt₂ при зондировании восточных областей. Для рассматриваемого события Δt₂ ≈ 5 сут. Если зондируются западные области, то усиление флуктуаций частоты происходит на Δt_W = Δt₁ –Δt₂ позже усиления концентрации, так как усиление концентрации происходит на Δt₂ раньше попадания коронального основания возмущенного потока на центральный меридиан. Для найденных выше значений Δt₁ и Δt₂ величина Δt_W составляет Δt_W ≈ 2 сут, что достаточно хорошо согласуется со временем регистрации усиления флуктуаций частоты в DOY 294 на западном лимбе. Отметим, что временнóму интервалу Δt₂ ≈ 5 сут соответствует поворот Солнца на угол ~70°.

Примем, что коротирующая структура связана со взаимодействием потоков, имеющих скорости V₁ и V₂, V₁ < V₂. Тогда положение границы области взаимодействия вблизи орбиты Земли определяется из условия

где R₀ = 1 а. е. При найденном выше значении Δt₂ ≈ 5 сут находим из (1) возможные оценки скоростей потоков: V₁ ≈ 250 км/с и V₂ ≈ 800 км/с. В целом с учетом недостаточной точности определения величины Δt₂ оценки скоростей представляются разумными, хотя скорость V₁, возможно, несколько занижена, а значение V₂ завышено.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Известны два основных типа крупномасштабных структур в плазме солнечного ветра: распространяющиеся (радиальные сильно нестационарные) возмущения, связанные со вспышками в короне, и коротирующие (азимутальные долгоживущие) возмущения. В работе [Ефимов и др., 2019] было показано, что в экспериментах радиопросвечивания могут наблюдаться усиления флуктуаций частоты, связанные с распространяющимися из активных областей солнечной короны выбросами плазмы. Серии измерений достаточной длительности позволили зафиксировать события, когда выбросы во внешней короне сопровождались возмущениями в околоземной плазме, вызванными выбросами из тех же активных областей. Проведенный выше анализ показывает, что эксперименты радиопросвечивания позволяют фиксировать возмущения другого типа: долгоживущие коротирующие области взаимодействия потоков солнечного ветра, имеющие разные скорости. При этом сначала наблюдается усиление частотных флуктуаций в восточных областях внешней короны, затем происходят возмущения в околоземной плазме и после этого регистрируются усиления флуктуаций частоты в западных областях короны. Интервал времени между возмущениями на восточном лимбе и околоземной плазме оказывается заметно больше интервала между возмущением в околоземной плазме и западным лимбом, а соотношение между величинами этих интервалов согласуется с 27-дневным периодом вращения Солнца. Таким образом, в данных радиопросвечивания находят проявление крупномасштабные возмущения обоих типов.