Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 4, стр. 456-463

1. ВВЕДЕНИЕ

Форбуш-эффекты (ФЭ) открыты более 80 лет назад [Forbush, 1937] и с тех пор активно изучаются. В рамках данной работы под Форбуш-эффектами понимаются изменения плотности и анизотропии космических лучей (КЛ), вызванные крупномасштабными возмущениями солнечного ветра (СВ) [Belov et al., 2001; Belov, 2009]. Но стоит отметить, что большая часть сведений о ФЭ собрана практически в одной точке гелиосферы – на Земле, нейтронными мониторами (НМ) или космическими аппаратами (КА) на орбите Земли. А ведь чтобы досконально изучить один ФЭ, нужно понимать, что произошло на Солнце, вызвало крупномасштабное межпланетное возмущение, которое впоследствии спровоцировало возникновение ФЭ. Помочь с решением этой проблемы могут данные различных КА, удаленных от Земли, среди которых как давние миссии (например, Pioneer, Ulysses, Voyageer), так и более новые (Parker Solar Probe, Solar Orbiter). Но для последних аппаратов, например, еще не накоплена достаточная статистика, поэтому миссия Helios по-прежнему остается одним из лучших источников информации о межпланетных возмущениях и вариациях КЛ между Солнцем и орбитой Земли.

Миссия Helios продолжалась много лет (с конца 1974 до начала 1985 г.), было два аппарата с идентичными детекторами, получен длинный ряд непрерывных данных в разных каналах КЛ (в том числе, достаточно высокоэнергичных) с одновременным измерением параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП), охвачены расстояния от 0.28 до 1 а. е.

ФЭ по данным Helios уже изучались. К самым ранним работам относятся статьи Müller-Mellin et al. [1977], Kunow et al. [1977], в которых рассматривается изменение интенсивности потока протонов и ядер гелия в энергетическом диапазоне 20–50 МэВ/част. В работах Cane et al. [1994, 1997] использовались данные о частицах с энергией >60 МэВ/а. е. м. с Helios A и B, чтобы продемонстрировать тесную связь между выбросами солнечного вещества и краткосрочными понижениями плотности потока КЛ. Richardson et al. [1996] по данным аппаратов Helios и IMP8 исследуют связь между рекуррентными понижениями плотности КЛ и характеристиками рекуррентных потоков СВ. В работе Blanco et al. [2013] были получены радиальные зависимости для скорости СВ, величины ММП и амплитуды ФЭ на основе данных о 35 магнитных облаках. Marquardt and Heber [2019], используя данные Helios о галактических КЛ (в частности, водорода), описывают существующие радиальные градиенты во внутренней гелиосфере.

Целью настоящей работы является обобщение и сведение имеющихся данных аппаратов миссии Helios по КЛ (для канала с энергией >50 МэВ), а также сопутствующих характеристик ММП и СВ, в единую базу данных для создания каталога Форбуш-эффектов, зарегистрированных на расстояниях от 0.28 до 1 а. е. Созданный каталог – Helios FD – полезен для изучения различных радиальных зависимостей характеристик ФЭ, а также изучения эволюции межпланетных возмущений по мере их распространения от Солнца к Земле.

2. СОЗДАНИЕ КАТАЛОГА ФЭ ПО ДАННЫМ МИССИИ HELIOS

На основе имеющихся данных детекторов Helios (https://spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/helios/helios1/, https://spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/helios/helios2/) по вариациям КЛ (канал с энергией >50 МэВ) и данным ММП и СВ был создан обширный каталог ФЭ, наблюдавшихся на обоих КА Helios, включающий в себя сведения о 1166 событиях за весь период функционирования аппаратов Helios A и B. При выделении ФЭ мы руководствовались следующими соображениями:

1) использовали списки ударных волн, зарегистрированных на Helios, для определения времени начала ФЭ;

2) в тех случаях, когда межпланетное возмущение не имело ударной волны, начало ФЭ выбиралось по резкому изменению характеристик СВ (скорости СВ и/или модуля ММП), если данные по ним были доступны;

3) если данные СВ и ММП отсутствовали, то начало ФЭ определялось по резким изменениям потока КЛ.

Таким образом, выделение каждого ФЭ было произведено вручную, исследовались подряд все ряды имеющихся данных. Ограничения по амплитуде и продолжительности ФЭ возникли естественным образом из статистических погрешностей данных КЛ. Выделять ФЭ с величиной <1%, как правило, не удавалось.

На рисунке 1 показано поведение параметров СВ, КЛ и ММП для ФЭ, зарегистрированного аппаратом Helios A 26 марта 1976 г. На верхней панели изображены плотность СВ (кружочки) и температура СВ (крестики), на средней панели – вариации плотности КЛ, на нижней панели – скорость СВ (верхняя кривая), модуль ММП и его компоненты. На круговой диаграмме на средней панели показано взаимное расположение Солнца (кружок в центре), аппаратов Helios (светло-серые кружки) и Земли (темно-серый кружок) в плоскости орбиты Земли с учетом соответствующих долгот. Начало события отмечено серым вытянутым треугольником. Данный ФЭ связан с регистрацией коронального выброса массы: виден рост модуля ММП, скорости и плотности СВ, а также резкое падение плотности КЛ. Итоговая амплитуда ФЭ составила AF = 14%. Следует отметить, что в этот период Helios A находился очень близко к Солнцу, поэтому наблюдаемые значения ММП столь велики: максимальное значения модуля ММП в этом событии составило Bmax = = 72.38 нТл.

На рисунке 2 приведен пример события, зарегистрированного на аппарате Helios B 24 апреля 1977 г. Вероятно, этот ФЭ вызван регистрацией высокоскоростного потока из корональной дыры, о чем свидетельствуют длительные повышенные значения скорости СВ, небольшая амплитуда изменения компонент ММП при наличии высокой температуры. Helios B также находился близко к Солнцу (0.28 а. е., см. диаграмму на средней панели), поэтому фоновые значения ММП столь велики (~40 нТл). Однако величина ФЭ в этом событии составила всего AF = 3.2%, в отличие от предыдущего примера.

Таким образом, можно утверждать, что детекторы Helios по мере своего перемещения часто регистрировали картину, непривычную для тех, кто исследует солнечный ветер по околоземным наблюдениям: помимо очень больших величин плотности, температуры СВ и модуля ММП, в вариациях галактических КЛ нередко прослеживается влияние солнечных КЛ (СКЛ), а также межпланетные возмущения часто объединяются, и трудно определить, где кончается одно и начинается другое.

В этой связи для каждого события был введен коэффициент качества данных – Q:

• если имелись значительные пробелы в данных КЛ и/или большие потоки СКЛ, которые не позволяли определить характеристики ФЭ, то событию присваивался Q = 1;

• если в данных КЛ имелись пробелы и/или потоки СКЛ, и характеристики ФЭ определялись крайне ненадежно, то соответствующее событие получало коэффициент Q = 2;

• если в данных КЛ присутствовали пробелы и/или небольшие потоки СКЛ, но их влияние на определяемые характеристики ФЭ было незначительно, то Q =3;

• если в данных КЛ имелись незначительные пробелы (2−3 ч) и/или влияние солнечных КЛ, которые не мешали определению основных параметров ФЭ, но у исследователей оставались некоторые сомнения, то событию присваивался Q = 4;

• если имелся полный ряд данных КЛ без влияния СКЛ, и была уверенность в точном выделении ФЭ, то Q = 5.

Всего удалось выделить 1166 событий, из которых надежно выделенных ФЭ – 763 (Q ≥ 4).

На рисунке 3 приведено распределение по величине выделенных для Helios ФЭ с высоким коэффициентом качества данных (Q ≥ 4). ФЭ с величиной до 8% (включительно) составляют 94.3% от всего количества надежно выделенных ФЭ. Только 3.7% (28 событий) всех ФЭ имели величину более 10%. Среднее значение амплитуды ФЭ для всех событий в данной выборке составило 3.6 ± 0.11%, медианное значение – 2.7%.

3. ХАРАКТЕРИСТИКИ ФЭ, ЗАРЕГИСТРИРОВАННЫХ НА РАЗНЫХ РАССТОЯНИЯХ ОТ СОЛНЦА

Рассмотрим связь количества ФЭ, зарегистрированных на КА Helios, с расстоянием от Солнца. Получается очень нестандартная гистограмма (рис. 4). Обычно она имеет вид случайного распределения, а здесь видно, что много ФЭ зарегистрировано у Земли, но и у Солнца тоже. Очевидно, это можно объяснить тем, что траектории космических аппаратов Helios – вытянутые эллиптические, и средние расстояния пролетались быстрее, а на концах распределения аппараты задерживались дольше.

Можно также предположить существование некоторой зависимости величины ФЭ от расстояния. На рисунке 5 приведена связь амплитуды ФЭ с расстоянием от Солнца для событий с высоким качеством данных (Q ≥ 4). Сравнение величины зарегистрированных на разных расстояниях ФЭ позволяет предположить, что радиальная зависимость или отсутствует, или очень слабая: коэффициент корреляции составил сс = –0.02 ± ± 0.04, а коэффициент регрессии (наклон степенной зависимости) β = –0.03 ± 0.06. Ромбики с ошибками на рис. 5 относятся к средним значениям для интервалов с равными диапазонами изменения расстояния. Поскольку в рассматриваемой выборке много событий, ошибка средних значений получается малой.

Отметим, что большой разброс точек на рис. 5 свидетельствует о том, что радиальная зависимость величины ФЭ, возможно, просто не является определяющей, а есть другие, более существенные зависимости. Надежное выделение радиальной зависимости затруднительно, поскольку при любом моделировании ФЭ, в первую очередь, нужно учитывать свойства межпланетных возмущений, которые индуцировали ФЭ.

Поскольку явной связи между величиной ФЭ и расстоянием не было установлено, мы рассмотрели другие параметры, в частности, сравнили различия в характеристиках событий, зарегистрированных на малых расстояниях от Солнца и у орбиты Земли.

На рисунке 6 приведены распределения различных параметров для двух групп событий: зарегистрированных около Солнца (на расстояниях 0.28–0.45 а. е.) и около орбиты Земли (на расстояниях 0.9–1 а. е.): амплитуда ФЭ (AF, рис. 6а), минимальная в событии протонная температура СВ (Tmin, рис. 6б), максимальная в событии индукция ММП (Bmax, рис. 6в) и максимальная в событии скорость СВ (Vmax, рис. 6г).

Анализ рисунка 6а позволяет сделать вывод, что распределения величины ФЭ на разных расстояниях от Солнца очень похожи, а значит, подтверждает описанное выше предположение о том, что амплитуда ФЭ не зависит от расстояния.

Распределения параметра Tmin имеют значительные отличия, что вполне ожидаемо, поскольку температура значительно выше около Солнца, чем у орбиты Земли (рис. 6б).

Гистограмма распределения Bmax также имеет значительные отличия для разных расстояний (рис. 6в). Те величины полей, которые наблюдаются у Земли, практически отсутствуют у Солнца, и являются минимальными в сравнении с теми, что характерны малым расстояниям от Солнца.

Что касается распределений максимальной скорости СВ (Vmax), можно утверждать, что они похожи, но различия также присутствуют (рис. 6г). Например, первый столбик гистограммы – минимальные скорости от 200 до 300 км/с – имеется только у Солнца. Видимо, сюда попали очень медленные события, которые подхватываются спокойным СВ и к моменту достижения орбиты Земли увеличивают свою скорость до значений ~400 км/с. Скорости от 450 до 600 км/с чаще регистрируются у Земли, чем у Солнца. А если рассматривать самые большие скорости, видно, что они чаще наблюдаются у Солнца, чем у Земли. Очевидно, это связано с торможением по мере распространения из-за взаимодействия с более низкоскоростным потоком спокойного СВ. В этой связи можно предположить, что маленькие скорости увеличиваются с расстоянием, а большие – уменьшаются. Подобные выводы были также получены, например, в работе [Gopalswamy et al., 2000]. Однако, описанные процессы торможения/ускорения в большом массиве данных, видимо, компенсируют друг друга, поэтому для всех событий явной радиальной зависимости для скорости установить не удается.

В таблице 1 приведены средние значения перечисленных выше параметров для трех групп событий, разделенных в зависимости от положения аппарата Helios и расстояния от Солнца, на котором был зарегистрирован соответствующий ФЭ. Сравнение их позволяет сделать вывод о том, что самые большие отличия имеют параметры Bmax и Tmin, которые значительно убывают по мере удаления от Солнца (в 3.3 и 2.4 раза соответственно), а вот средние значения амплитуды ФЭ и максимальной скорости СВ остаются практически неизменными с учетом статистической ошибки на любых расстояниях от Солнца.

4. СРАВНЕНИЕ С ЗЕМНЫМИ ДАННЫМИ

В ИЗМИРАН имеется также база данных Форбуш-эффектов и межпланетных возмущений (Forbush decreases and interplanetary disturbanses – FEID), которая содержит сведения о зарегистрированных наземными НМ событиях, для частиц с жесткостью 10 ГВ, полученных методом глобальной съемки [Белов и др., 2018]. Часть событий, зарегистрированных на Helios (в случае подходящего расположения аппаратов) удалось ассоциировать с земными ФЭ, поскольку они были обусловлены одними и теми же межпланетными возмущениями. Это позволяет более точно описать источник межпланетного возмущения, а также дает хорошую возможность для изучения изменения характеристик этого возмущения по мере распространения от Солнца к Земле.

Естественно ожидать, что величины таких ФЭ коррелируют между собой и различия между ними будут определяться разницей в энергетических характеристиках детекторов и, возможно, разницей расстояний от Солнца. Таким образом, связь этих величин можно представить как:

где AF – величина ФЭ, зарегистрированного на Helios; AF_E – величина аналогичного ФЭ у Земли (в FEID); r – расстояние от Солнца.

Кроме величин, вошедших в формулу, следует также учесть разницу долгот точек наблюдения: чем больше она будет, тем вероятнее будут большие различия AF и AF_E. Чтобы минимизировать долготные различия, для этого исследования были использованы только те ФЭ, которые наблюдались в достаточно узком диапазоне – с различием по долготе не более 25°.

На рисунке 7 приведена зависимость величины ФЭ для 60 событий, зарегистрированных и на аппаратах Helios, и на Земле сетью НМ. Моделирование по формуле (1) дает коэффициент корреляции сс = 0.72 ± 0.09 и следующие коэффициенты: $c$ = 0.45 ± 0.035; α = 0.79 ± 0.1; β = 0.11 ± 0.22.

Видно, что величины ФЭ, зарегистрированных в разных точках и на разных детекторах (с отличающимися энергетическими зависимостями), но обусловленные одними и теми же межпланетными возмущениями, хорошо коррелируют между собой. В данном случае мы получили положительную радиальную зависимость величины ФЭ, но этот результат никоим образом не противоречит описанному выше отсутствию радиальной зависимости для величины ФЭ, т.к. β = 0 в пределах одной статистической погрешности.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Нам удалось создать базу ФЭ и межпланетных возмущений, зарегистрированных в миссии Helios. Конечно, следует уточнить, что полнота этой базы относительна и требует объяснений, поскольку она включает события только по одному каналу детекторов Helios (с энергией >50 МэВ). Кроме того, необходимо подчеркнуть, что рассматривались ФЭ именно в галактических КЛ. Детекторы Helios регистрировали ФЭ и во время событий, связанных с ускорением солнечных высокоэнергичных частиц, но такие ФЭ трудно выделять и еще труднее исследовать и обобщать, потому что они выделяются на фоне изменяющихся фоновых КЛ, в данном случае солнечных. Даже если это удастся сделать, то полученная база данных не будет однородной, а нам с самого начала хотелось получить однородный ряд данных, который можно будет сравнивать, в первую очередь, с ФЭ, наблюдавшимися у Земли.

Итак,

1. По данным космических аппаратов миссии Helios с декабря 1974 по август 1985 г. создана база данных и каталог Helios FD, содержащие информацию о поведении потока галактических КЛ, а также характеристиках соответствующих им межпланетных возмущений солнечного ветра.

2. В энергетическом канале >50 МэВ выделено всего 1166 ФЭ, из которых с хорошим качеством данных – 763 Форбуш-эффекта.

3. Показано, что зависимость величины ФЭ от расстояния или отсутствует, или очень слабая, и величина Форбуш-эффекта определяется не расстоянием от Солнца, а связана с изменением характеристик межпланетных возмущений по мере их распространения в гелиосфере.

4. Описано изменение характеристик СВ и ММП на разных расстояниях от Солнца: средняя максимальная индукция магнитного поля в межпланетных возмущениях существенно больше на расстояниях 0.28–0.45 а. е., чем у орбиты Земли; минимальная протонная температура значительно меньше вблизи орбиты Земли, а средняя максимальная скорость СВ практически не меняется с удалением от Солнца.

Мы надеемся в будущем разделить события по типам солнечных источников (выделить группы ФЭ, вызванных корональными выбросами массы, высокоскоростными потоками из корональных дыр, а также смешанные события), и проверить существование различных радиальных зависимостей отдельно для каждой группы. Есть основания предполагать, что эти зависимости будут различными, в силу различий в процессах образования, развития и изменения этих межпланетных возмущений по мере распространения от Солнца. Сейчас эта задача пока не выполнена из-за ее трудоемкости: для каждого выделенного события требуется детальный комплексный анализ ситуации в отсутствие данных о событиях на Солнце.