Свойства течений солнечного ветра и их источников

2
Список сокращенных обозначений.
Ы1Э - область СВ с бинаправленными потоками электронов.
ВС - вспышка.
ВСП - высокоскоростной (быстрый) поток СВ из КД.
ГТС - гелиосферный токовый слой.
ИПМП - изменение полярности магнитного поля.
ИВ - исчезающее волокно.
КД - корональная дыра.
КО - кэррингтоновский оборот.
МВОП - медленный ветер из цепочек корональных стримеров, разделяющих корональ-ные дыры с одинаковой полярностью магнитного поля (или медленный ветер между двумя высокоскоростными потоками СВ из КД в пределах одного магнитного сектора СВ с определенной преимущественной полярностью ММП).
МВПП - медленный ветер из пояса корональных стримеров, разделяющего корональ-ные дыры с противоположной полярностью магнитного поля (или медленный ветер между двумя высокоскоростными потоками СВ из КД в соседних магнитных секторах СВ с противоположной преимущественной полярностью ММП).
ММ11 - межпланетное магнитное поле.
МО - магнитное облако.
НЛ - нейтральная линия на поверхности источника.
ОМ Г - основание магнитной трубки.
ПМСВ - пояс медленного солнечного ветра в окрестности ГТС.
СВ - солнечный ветер.
СМЕ - выброс короиальной массы.
СМО - событие с магнитным облаком.
СЫГЭ - событие с бинанравленными потоками электронов. рВ - пляризационная яркость.
ЭЗС - внезапное начало магнитной бури.
3
Список обозначений.
<А> - среднее значение величины А (по времени, по событиям).
ДА - изменение величины А. В других случаях: (1) масштаб величины А вдоль какой-либо координаты; (2) число событий в заданном интервале какой либо величины - например в гистограммах. AN.
6 А - масштаб неоднородности величины Л вдоль какой-либо координаты.
Ар - значение величины А в области плато или слабого изменения А.
Аг или Аф - значение величины А в области фронта (волны, возмущения, структуры, потока).
В - магнитное поле.
Вм (иногда max В), Вт - максимальное и минимальное значения магнитного поля. Вп, - средняя по площади КД компонента фотосфсрного магнитного поля, измеряемого по лучу зрения.
Bs, Ва- магнитное поле на поверхности источника и в основной области ускорения СВ.
Bl, Br (Вг), В0, Вч>; Вх, By, Bz - компоненты магнитного поля: по лучу зрения, радиальная, меридиональная, азимутальная (вдоль долготы); по осям х, у, z в солнечно-эклиптпчсской или солнечно-магн.итосферной системе координат.
В5Г, и Bdg - величина магнитного поля в области слоя плазмы между фронтом ударной волны и границей «поршня» и в «поршне».
(3 (или Beta) - угол наклона ГТС (или НЛ, или пояса короиальных стримеров) к плоскости солнечного экватора, f - долгота в сферических координатах.
F - кэрринггоновская долгота.
Fa - плотность энергии алфвеновских волн.
f - величина двумерной сверхрадиальной расходимости открытой магнитной трубки.
fс - f (расходимость), полученная из расчетов магнитного поля в короне в потенциальном приближении.
f*E - f, определенная методом, описанном в работе [55].
Г| - величина одномерной сверхрадиальной расходимости открытой магнитной трубки.
4
(l - величина локальной двумерной сверхрадиальной расходимости открытой магнитной трубки.
Кр и Dst - трехчасовой планетарный геомагнитный индекс и часовой приэкваториальный геомагнитный индекс, характеризующий поле кольцевого тока.
Крм, |Dst|M (или max Кр, |min Dst|) - максимальные значения геомагнитных индексов.
L - расстояние (в том числе угловое) между элементами, структурами, п или N, Тр (иногда Ti), V - плотность, температура и направленная скорость протонов СВ.
Ma и Mms - альфвеновское и магнитозвуковое числа Маха. пм или N™, Трм, Vм - максимальные значения п или N, Тр, V. Например: пм или NM, Трм - амплитуды пиков n или N, Тр в области взаимодействия быстрых и медленных потоков СВ, Vм - макимальная скорость высокоскоростного потока СВ из КД.
nm или Nm, Tpm, Vm - минимальные значения n или N, Тр, V. Например: nm или Nm -плотность в центре высокоскоростного потока, Tpm, Vm - температура и скорость протонов в медленном ветре из корональных стримеров.
Р - процент, доля.
Q (либо t) - широта.
Rc - радиус кривизны фронта ударной волны.
Ro - радиус Солнца, г = R/Ro - нормированный радиус.
Rs - радиус поверхности источника.
р - массовая плотность протонов (р = MpxN, где Мр - масса протона).
ро, Vo, Во - значения р, V, В на внутренней границе расчетной области. В других
случаях - начальные значения параметров.
St - площадь основания открытой магнитной трубки.
Sh - площадь корональной дыры.
Там - момент времени, когда величина А достигает максимального значения.
Те - электронная температура.
Tf- момент пересечения Землей (космическим аппаратом) середины фронта высокоскоростного потока СВ.
tsh, tdg, t«. - моменты пересечения Землей ударной волны, фронта и задней границы транзиентного возмущения СВ.
5
О, Я, ф - сферические координаты. 0 - полярный угол (или ко - широта), 0 = 0 на северном полюсе, Я - радиус из центра Солнца, ф - долгота (положительное направление - против часовой стрелки).
Оь - угловое расстояние края полярной КД от плоскости эклиптики.
Цоп - скорость опрокидывания фронта расширяющейся плазмы.
Уф - азимутальная скорость СВ.
6
Оглавление.
Введение. 9
Глава 1. Быстрые по токи квазистационарного солнечного ветра (СВ) 29
1.1. Связь параметров быстрых потоков СВ на Я=1 АЕ с характеристиками корональных дыр и окружающими участками солнечной атмосферы 31
1.1.1. Зависимость параметров быстрых потоков СВ от площади связанных корональных дыр - источников этих потоков 31
1.1.2. Влияние параметров плазмы в корональных дырах на скорость истечения из них потоков солнечного ветра (качественный анализ) 36
1.1.3. Влияние магнитных полей солнечных пятен на скорость потоков солнечного ветра из корональных дыр. Связь скорости потоков плазмы
из корональных дыр с измеряемым магнитным полем внутри дыры 40
1.1.4. Влияние удаленности границы полярной корональной дыры от экватора на измеряемую на 1^=1 АЕ скорость вытекающего из нее
потока плазмы 44
1.2. Некоторые особенности структуры и динамики корональных источников быстрых потоков СВ и проявление этого в солнечном ветре 44
1.2.1 Методы расчета магнитного поля в солнечной короне (потенциальное приближение) 46
1.2.2. Метод исследования динамики магнитных структур в короне 52
1.2.3. Открытые магнитные трубки 56
1.3. О возможном механизме регулирования скорости истечения солнечного ветра из корональных дыр 68
1.4. Быстрые (с масштабом ~ 1 сутки) вариации открытых магнитных трубок в короне и проявление этого в солнечном ветре 71
Глава 2. Медленные квазистационарные течения солнечного ветра 78
2.1. Медленный ветер между высокоскоростными потоками плазмы из корональных дыр с одинаковой полярностью магнитного поля
и его источники на Солнце 78
2.1.1. Цепочки стримеров между корональными дырами с одинаковой полярностью магнитного поля - источники медленного ветра типа МВОП 87
2.2. О природе множественных изменений полярности межпланетного магнитного поля в области медленных течений солнечного ветра 101
2.3. О границах и структуре «горизонтальных» участков пояса
7
медленного ветра на орбите Земли 110
Глава 3. Область взаимодействия быстрых и медленных квазистационарных потоков СВ 125
3.1. Расчеты эволюции солнечного ветра в межпланетном пространстве 127
3.1.1. Одножидкостная двумерная магнитогидродинамическая модель солнечною ветра. 128
3.1.2. Двухжидкостная двумерная магнитогидродинамическая модель солнечного ветра с учетом альфвеновских волн 132
3.2. «Эффективность» взаимодействия бысэрых и медленных потоков солнечного ветра по результатам анализа экспериментальных данных 143
3.3. О природе интенсивной Вг - компоненты межпланетною магнитного поля в квазистационарном солнечном ветре 153
Г лава 4. Спорадические течения солнечного ветра 158
4.1. Выбросы корональной массы вблизи Солнца 158
4.1.1. Исследование факторов, определяющих характеристики выбросов корональной массы 160
4.1.2. О вариациях крупномасштабного магнитного поля, сопровождающих выбросы корональной массы 169
4.1.3. О возможной связи динамики короиальных дыр с выбросами корональной массы 181
4.1. 4. Могут ли корональные дыры быть источниками выбросов корональной массы? 189
4.2. Об одном механизме ускорения ионов в солнечных вспышках 193
4.3. Спорадические течения солнечного ветра на орбите Земли 198
4.3.1. Сравнение характеристик двух типов крупномасштабных возмущений солнечного ветра с межпланетной ударной волной:
■ ударная волна сопровождается магнитным облаком (МО);
■ ударная волна сопровождается бинаправленны.ми потоками сверхтепловых электронов (БПЭ) при отсутствии МО 200
4.3.2. Новый метод идентификации выброса корональной массы в солнечном ветре и обнаружения существования драпировки межпланетного магнитного поля вокруг быстрого плазмоида 203
4.3.3. Два способа определения положения солнечного источника крупномасштабного возмущения солнечного ветра.
205
8
4.3.4. Влияние окружающего солнечного ветра на Я=1АЕ на характеристики возмущенной области СВ, содержащей МО или БПЭ и связанную ударную волну
4.3. 5. О генерации интенсивной Bz - компоненты магнитного поля в крупномасштабных возмущениях солнечного ветра 4.3.6. О влиянии медленного солнечного ветра на распространение в гелиосфере межпланетных ударных волн
Глава 5. Некоторые особенности взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли и прогноз геомагнитных бурь
5.1. Связь интенсивности геомагнитных бурь, вызываемых квазистационарными потоками солнечного веіра, с характеристиками этих потоков
5.2. Связь интенсивности геомагнитных бурь, вызываемых крупномасштабными возмущениями солнечного ветра, с их характеристиками
5.3. Влияние последовательного воздействия нескольких крупномасштабных возмущений на амплитуду геомагнитной бури
5.4. Сравнение геомагнитных бурь, вызываемых различными участками солнечного ветра
5.5. О прогнозе геомагнитных бурь по характеристикам Солнца
5.5.1.Физические основы прогноза геомагнитных бурь
5.5.2.Прогноз геомагнитных бурь, вызываемых квазистационарным солнечным ветром
5.5.3. Прогноз геомагнитных возмущений, вызываемых крупномасштабными транзиентными возмущениями солнечного ветра
Заключение
209
211
215
226
226
231
234
235 239 241
241
249 . 256
Литература.
262
9
Введение.
Актуальность работы.
Диссертация посвящена исследованию свойств различных типов течения солнечного ветра (СВ), их источников на Солнце и изучению связи параметров этих потоков с характеристиками источников. Представлены также результаты изучения влияния взаимодействия в гелиосфере некоторых типов течения СВ на их параметры на орбите Земли АН).
Солнечный ветер является объектом интенсивных исследований уже более 40 лет - с тех пор, как космические станции «Луна-2» и «Луна-3» зарегистрировали в межпланетном пространстве движущуюся от Солнца материю ([11), а последующие измерения с помощью станции «Венера-3», космического зонда «Эксплорер-10» и космического аппарата «Маринер-2» устранили «малейшие сомнения относительно существования солнечного ветра» ([2]).
В действительности косвенные доказательства присутствия солнечной материи в межпланетном пространстве были получены задолго до ее обнаружения с помощью космических аппаратов. Воздействием солнечного корпускулярного излучения объяснялись геомагнитные бури и полярные сияния, поляризация зодиакального света, ориентация и ионизация кометных хвостов и др. ([2-31).
До первых измерений в межпланетном пространстве движущихся от Солнца потоков плазмы были также высказаны идеи об их происхождении. В течение определенного времени предполагалось, что солнечная корона находится в состоянии статического равновесия. В то же время постепенно накапливались экспериментальные данные, противоречащие такому представлению [4-5]. Эти данные позволили сформулировать новую концепцию короны как динамической атмосферы, элементы которой имеют направленную скорость от Солнца ([4-6]). Количественная теория динамической короны, позволяющая оценить ток вещества в направлении от Солнца и потерю массы короной при этом, была разработана Пономаревым Е.А. [5-6].
К началу 50-х годов стало ясно, что харак терная температура короны составляет ~ 106 К. Статическая модель короны с учетом ее высокой теплопроводности при такой температуре позволила оценить давление корональной плазмы на больших гелиоцентрических расстояниях. Оказалось, что рассчитанное давление в короне здесь на несколько порядков выше оцениваемого давления межзвездного газа [2-3]. Это противоречие разрешил Паркер [7], предположив, что на больших
10
расстояниях от Солнца корона не может быть в статическом равновесии. В рамках гидродинамической модели он теоретически исследовал течение плазмы, возникающее при непрерывном расширении сферически - симметричной короны. Было показано, что существует единственное решение, при котором скорость течения монотонно увеличивается по мере удаления от Солнца при условии исчезающе малого давления в расширяющейся короне на больших гелиоцентрических расстояниях. При этом было установлено, что уже начиная с расстояния в несколько радиусов Солнца скорость расширяющейся короны превышает локальную скорость звука в плазме. Именно это сверхзвуковое расширение солнечной короны в межпланетное пространство Паркер определил как солнечный ветер.
Причины не ослабевающего интереса к изучению СВ заключаются прежде всего в том, что такие исследования направлены на решение некоторых фундаментальных проблем астрофизики и физики. Действительно, измерения параметров СВ в межпланетном пространстве позволяют получить информацию о характеристиках различных участков солнечной атмосферы и процессах в них, а значит о процессах, которые могут происходить в звездах определенного класса. Кроме того, гелиосфера с Солнцем в цензре и заполняющем ее СВ является гигантской и одновременно уникальной природной лабораторией, где с успехом можно изучать многие проблемы магнитной гидродинамики, физики плазмы и многих других областей физики.
За истекшие десятилетия с момента открытия солнечного ветра с помощью космических аппаратов, был накоплен обширный экспериментальный материал, касающийся физических свойств солнечного ветра (СВ) ([2-3]; [8]; [9-10]. Стало ясно, что СВ представляет из себя весьма сложное течение плазмы. Для него характерны сильная пространственная неоднородность и изменчивость со временем с широким спектром пространственных и временных масштабов. В нем возникают некоторые характерные для плазмы типы неустойчивостей, возбуждаются различные виды волн. Свойства СВ в значительной степени определяются нелинейными процессами. Такое течение плазмы уже не описывается адекватно с помощью сравнительно простых моделей СВ, предложенных Паркером ([11]).
Уже на первых этапах исследования СВ с помощью космических аппаратов стало ясно, что в солнечном ветре можно выделить медленно эволюционирующую крупномасштабную структуру - квазистационарный СВ ([2]; [8]). В свою очередь, такой ветер состоит из квазистационарных потоков (течений) двух типов: высокоскоростные (или быстрые) и медленные. Кроме скорости, в этих двух типах гече-
11
ний СВ заметно различаются и другие параметры движущейся плазмы, а также магнитное поле. Весьма условно два таких типа потоков СВ можно разделить с помощью следующего количественного критерия: для медленного ветра характерная скорость направленного движения V < 400 км/с; соответственно для высокоскоростных потоков V > 400 км/с [8].
Кроме квазистационарных потоков существуют спорадические течения СВ. По существу они представляют из себя крупномасштабные возмущения квазиста-ционарного ветра в виде распространяющихся от Солнца замагниченных сгустков плазмы и движений вещества за фронтом ударной волны, которую эти сгустки генерируют в межпланетном пространстве ([2; 8]).
Каждый тип течения СВ возникает в определенной, со своими особенностями, области солнечной атмосферы. Эти особенности источников на Солнце определяют свойства каждого типа течений СВ в гелиосфере и, в частности, на орбите Земли. Источниками быстрых квазистационарных потоков СВ являются коро-нальные дыры ([12-15]), медленные потоки возникают в корональных стримерах, формирующих пояс стримеров [16-18] или цепочки стримеров [19-20]. И, наконец, местом возникновения спорадических течений считаются области с замкнутыми линиями магнитного поля, формирующие основания стримеров [21-23].
Выделение в СВ различных типов течения, а также областей взаимодействия между ними в самостоятельные объекты исследования резко увеличивает эффективность изучения солнечного ветра.
Нахождение закономерностей, определяющих для каждого типа течений СВ связь их свойств с характеристиками источников, является объединяющим стержнем настоящей работы. Эти закономерности обнаруживаются в виде эмпирических или статистических зависимостей, а также в рамках полуэмнирических или численных моделей. Они создают основу для выяснения механизмов формирования различных типов течений СВ и разработки более совершенных теоретических моделей этих течений. Кроме этого, такие закономерности важны с практической точки зрения, т.к. позволяют разработать алгоритмы предсказания по характеристикам Солнца космической погоды и возмущенности магнитосферы.
Несмотря на значительный прогресс в изучении каждого из перечисленных выше типов течений СВ и их источников на Солнце, до начала наших исследований не удалось получить исчерпывающие ответы на ряд основополагающих для физики этих течений вопросов:
■ каковы механизмы ускорения разных типов течений СВ?
12
■ вследствие чего характеристики потоков СВ каждого типа варьируются на орбите Земли в широком диапазоне?
■ как и где возникают спрорадические потоки СВ? От чего зависят их характеристики?
■ как идентифицировать в солнечном ветре быстрый замагниченный сгусток плазмы, «выброшенный» из солнечной атмосферы?
■ какова природа интенсивной Въ - компоненты магнитного поля, возникающей в разных типах течения СВ?
Многообразие физических явлений в СВ, а также отсутствие ответов на многие вопросы происхождения и распространения потоков СВ различного типа в значительной степени определяет актуальность исследований таких потоков.
Еще одна причина неослабевающего интереса к изучению различных типов течения СВ и их источников связана с практической ценностью таких исследований. Хорошо известно, что воздействие СВ на магнитосферу Земли периодически приводит к ее сильному возмущению (а также к возмущению ионосферы) [24]. Это, в свою очередь, оказывает влияние (часто нежелательное) на жизнедеятельность людей. Чтобы уменьшить степень этого влияния, необходимо научиться предсказывать заблаговременно периоды и интенсивность возмущений магнитосферы и ионосферы. Это возможно лишь при понимании закономерностей формирования СВ, его распространения между Солнцем и Землей и взаимодействия с магнитосферой [25].
Уже давно установлено, что отклик магнитосферы на воздействие СВ сильно зависит от того, какой тип течения СВ Земля пересекает [26-27] и от параметров этого течения па К=1АЕ [28-29]. Последние зависят от характеристик источника течения на Солнце, наиболее значительно влияющих на его свойства, и от особенностей взаимодействия данного течения с другими потоками СВ в гелиосфере. В то же время основным направлением исследований, результаты которых представлены в диссертации, является установление физических закономерностей между параметрами различных типов потоков СВ с характеристиками их источников, а также выяснения влияния взаимодействия таких потоков в гелиосфере на их параметры на орбите Земли.
Практическая значимость исследований различных типов течений СВ ц связи их параметров с характеристиками источников таких течений на Солнце также обуславливает актуальность этих исследований.
13
Цель работы. Методы исследования.
В общем плане целью настоящей работы является улучшение наших знаний о различных типах течений солнечного ветра и их источниках на основе новых идей и методов исследования.
Более конкретно задачи данного исследования можно сформулировать следующим образом.
1. Уточнить наши знания о солнечных источниках различных типов течений СВ. В начале наших исследований СВ в середине 80-х годов стало ясно, что существующие представления об источниках различных типов течений СВ не являются исчерпывающими. Возникла задача развить имеющуюся классификацию солнечных источников разных потоков С'В. Выяснить, например, какие области короны являются источниками определенного типа медленных течений СВ, который до наших исследований не был изучен.
2. Выяснить, какие свойства солнечной атмосферы в области формирования разных типов течений СВ определяют их характеристики в гелиосфере. Установить эмпирические или статистические зависимости параметров потоков СВ от характеристик их источников.
3. К этой проблеме тесно примыкает задача более детального изучения структуры (в том числе магнитной) солнечной короны, и се быстрых изменений (с временными масштабами сутки и менее) в месте возникновения разных типов течений СВ. Как мы увидим, такая динамика короны тесно связана с временными вариациями характеристик СВ на орбите Земли и генерацией в короне так называемых выбросов корональной массы. Здесь оказалось необходимым развить методы исследования такой динамики.
4. Исследовать взаимодействие быстрых и медленных течений СВ в межпланетном пространстве, возникающее вследствие вращения Солнца. Само существование такого взаимодействия было обнаружено еще в начале систематических измерений параметров СВ ([5]). В то же время долго не было выяснено, какие обстоятельства в наибольшей степени влияют на эффективность такого взаимодействия (т.е. на крутизну фронта высокоскоростного потока, амплитуды пиков плотности и температуры плазмы, а также магнитного поля в области взаимодействия потоков). Ответ на этот вопрос можно получить, комбинируя анализ связанных наблюдательных данных и модельные расчеты течения СВ.
5. Исследовать природу формирования интенсивной Вг- компоненты межпланетного магнитного поля (ММП). В частности выяснить, от каких характери-
14
стик солнечной атмосферы в области формирования соответствующих течений СВ и каким образом зависят амплитуда и преимущественная полярность Вг-’компоненты ММП в квазистационарном СВ на орбите Земли. Эта задача относится к числу наиболее «крепких орешков» среди нерешенных проблем СВ.
6. Исследовать некоторые свойства медленных течений СВ на орбите Земли. Такие течения формируют один из основных классов течений СВ и оказывают существенное влияние на распространение других типов потоков солнечного ветра в гелиосфере. Одна из задач - установить особенности в короне, разделяющие области формирования быстрых и медленных квазистационарных течений СВ.
7. Для выяснения механизмов формирования выбросов корональной массы -спорадических течений СВ, регистрируемых вблизи Солнца, необходимо установить, какие факторы или свойства источников выбросов корональной массы определяют характеристики этих течений?
8. Одна из проблем, связанных со спорадическими течениями СВ - идентификации выбросов корональной массы в СВ. Хотя уже было предложено несколько критериев для их выделения в СВ, есть уверенность, что с помощью этих критериев невозможно выявить все быстрые плазмоиды в солнечном ветре. Существует потребность в выработке новых, более точных критериев такой идентификации.
9. Продолжить исследование влияния воздействия различных потоков СВ на магнитосферу. Разработать физические основы и практический алгоритм прогноза геомагнитных возмущений по характеристикам Солнца.
Основным методом исследования при этом был анализ данных наблюдений. Часть результатов была получена с использованием численных расчетов магнитного поля в короне Солнца и эволюции солнечного ветра в межпланетном пространстве.
Содержание работы.
Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Содержит 72 рисунка и список литературы из 278 наименований.
В первой главе приведены результаты исследования квазистационарных высокоскоростных потоков солнечного ветра на орбите Земли и их источников на Солнце. Основное внимание уделено изучению связи параметров быстрых потоков на В=1 АЕ с характеристиками их источников - корональных дыр (КД) и окружающих дыры участков солнечной атмосферы.
15
В проведенных исследованиях широко использовались численные расчеты магнитного поля в короне в потенциальном приближении. При этом для решения уравнения Лапласа применялись два метода: метод Адамса и Ныомена и разложение потенциала по сферическим гармоникам.
В работах с моим участием впервые было предложено использовать расчеты магнитного поля в короне (потенциальное приближение) для изучения быстрых вариаций поля в области источников различных типов течений СВ и разработан метод дня этого.
Использование расчетов магнитного поля в короне позволило: (1) оценить влияние различных факторов на величину сверхрадиальной расходимости открытых магнитных трубок, внутри которых формируются быстрые потоки СВ; (2) сопоставить размеры и конфигурацию рассчитанных оснований открытых магнитных трубок и корональных дыр, измеряемых в линии Не I 10830 А; (3) установить связь между характеристиками открытых магнитных трубок: площадью основания, величиной сверхрадиальной расходимости, величиной магнитного поля в основании трубки и величиной поля в трубке на поверхности источника. Исследование динамики магнитного поля в короне с временным разрешением ~ 1 сутки позволило обнаружить заметные суточные колебания размеров и конфигурации оснований открытых магнитных трубок, а также значений сверхрадиальной расходимости таких трубок.
Несколько разделов 1-й главы посвящены изучению влияния характеристик корональных дыр (КД) и прилегающих участков солнечной атмосферы на скорость вытекающих из КД быстрых потоков СВ. Еще в середине 70-х годов N0116 ег а1. [13] показали, что для КД Скайлэбовского периода существует сильная положительная корреляция между площадью приэкваториального участка КД и максимальной скоростью Vм вытекающего из дыры потока и измеренной на К=1АЕ. В то же время попытки связать полную площадь КД Бн с Vм для других периодов солнечной активности оказались неудачными и в течение длительного периода времени считалось, что связь между Эн и Vм в действительности отсутствует. Проведя анализ этой связи отдельно для приэкваториальных и внеэкваториальных дыр, мы показали, что корреляция между 8ц и Vм существует для всех периодов солнечной активности, хотя коэффициент корреляции в большинстве случаев маленький. Одновременно было обнаружено, что на Vм оказывают существенное влияние магнитные поля окружающих КД групп солнечных пятен, характеризуемые эмпирически установленным параметром г), а также среднее в пределах корональной дыры
16
магнитное поле В[.. Были построены зависимости Vм от г| и Вь при различных 5н. Это позволило сделать вывод, что коэффициент корреляции между Эн и Vм возрастает, если эти зависимости строить для узких диапазонов т\.
Таким образом, эмпирическим путем были установлены несколько характеристик КД, влияющих на скорость вытекающих из них потоков. Был предложен физический механизм, объединяющий влияние на Vм таких параметров как площадь КД, величина сверхрадиальной расходимости магнитной трубки из этой дыры и среднего фотосферного магнитного поля в пределах дыры. Он основан на результатах наших расчетов, согласно которым Vм растет с увеличением магнитного поля в области ускорения быстрых потоков из КД. Используя расчеты магнитного поля в короне мы показали, что среднее по сечению открытой магнитной грубки на поверхности источника магнитное поле увеличивается почти линейно с ростом площади основания открытой магнитной трубки. Это означает, что рост $н приводит к увеличению магнитного поля в области основного ускорения СВ и, соответственно, к росту Vм.
Вторая глава посвящена изучению некоторых свойств медленных течений солнечного ветра на орбите Земли и их источников на Солнце. Здесь следует отметить исследование медленного ветра между высокоскоростными потоками плазмы из корональных дыр с одинаковой полярностью магнитного поля. Такие потоки СВ были впервые выделены как особый класс медленных течений СВ именно в работах с моим участием. Показано, что источниками этих потоков являются области короны, разделяющие корональиые дыры с одинаковой полярностью магнитного поля, названные нами цепочками стримеров. Определены типичные характеристики этих потоков на орбите Земли.
Во второй главе приведены некоторые результаты исследования корональных источников медленного ветра: пояса корональных стримеров и цепочек стримеров. Пояс стримеров разделяет корональиые дыры с противоположной полярностью магнитного поля, а цепочки стримеров - с одинаковой. Оказалось, чго магнитная структура поясов и цепочек стримеров существенно различается. В поясе стримеров шлемовидные основания стримеров формируются из нечетного числа примыкающих друг к другу магнитных арок, а в стримерах, образующих цепочки - из четного числа. При этом высота «шлема» над поверхностью Солнца в этих стримерах уменьшается вдоль цепочки по мере удаления от ее начала вблизи пояса стримеров.
17
Один из разделов этой главы посвящен исследованию природы множественных изменений полярности межпланетного магнитного поля (ИПМП) в области медленных потоков СВ. Приведены новые экспериментальные факты в поддержку представления, согласно которому множественные ИПМП, регистрируемые в области между двумя магнитными секторами с противоположной полярностью магнитного поля во многих случаях обусловлены многократным пересечением космическим аппаратом возмущенного мелкомасштабными колебаниями гелиосферного токового слоя.
В этой главе исследуются также некоторые свойства протяженных вдоль долготы («горизонтальных») участков медленного солнечного ветра. Предложены критерии для определения границ этих участков по широте. Обнаружено, что скорость и температура протонов в таких участках медленного ветра уменьшаются к их периферии вдоль широты. Показано, что это согласуется с результатами Ulysses.
В третьей главе рассмотрены некоторые закономерности распространения квазистационарного солнечного ветра в межпланетном пространстве. Основное внимание уделено взаимодействию быстрых и медленных потоков солнечного ветра в межпланетном пространстве, обусловленному вращением Солнца, в том числе - установлению факторов, определяющих эффективность такого взаимодействия. Затронута проблема формирования интенсивной Bz - компоненты магнитного поля в солнечном ветре.
С помощью расчетов была установлена группа параметров плазмы и магнитного поля в солнечном ветре вблизи Солнца, которая в наибольшей степени влияет на эффективность взаимодействия потоков СВ в межпланетном пространстве.
Из анализа наблюдательных данных выяснилось, что эффективность такого взаимодействия в значительной степени зависит от угла наклона [3 гелиосферного токового слоя к плоскости солнечного экватора. Была получена эмпирическая зависимость амплитуды магнитного поля Вм от р при различных VM/Vm, в соответствии с которой увеличение р и VM/Vm приводит к росту Вм. Эта зависимость послужила основой для выяснения физической природы интенсивной Bz- компоненты межпланетного магнитного поля в переходной области между быстрым и медленным потоками СВ. Было обнаружено, что амплитуда пика Bz коррелирует с величиной Вм. Это означает, что величина пика Bz- компоненты магнитного поля в квазистационарном СВ определяется эффективностью взаимодействия быстрого и
18
медленного потоков СВ. Было также показано, что знак преимущественного направления Вг (северная или южная Вг) определяется знаком поперечной к радиусу компоненты магнитного поля на 11=1.811о (Яо - радиус Солнца) в определенном диапазоне долгот.
Четвертая глава посвящена изучению спорадических течений СВ. Один параграф касается проблемы ускорения частиц в солнечных вспышках.
Показано, что видимые характеристики выбросов корональной массы (СМЕ): тип, скорость, угловой размер по широте, зависят от положения видимой оси СМЕ относительно нейтральной линии магнитного поля на поверхности источника и границ корональных дыр. Обнаружено, что скорость и ширина СМЕ в среднем больше у выбросов массы, видимые оси которых сконцентрированы вблизи нейтральной линии (НЛ) по сравнению с выбросами, оси которых удалены как от НЛ так и от границ корональных дыр. Обнаружена концентрация видимых осей СМЕ вблизи нулевых линий поля на поверхности Солнца. Показано, что проявление этих закономерностей существенно зависит от характера связи СМЕ с другими формами активности.
Используя разработанный нами метод расчета динамики магнитного поля в короне, были изучены изменения конфигурации магнитного поля в области генерации СМЕ до его появления и после. Показано, что характерной особенностью изменения поля в области СМЕ является последовательное кратковременное уменьшение, а затем увеличение расстояния между границами соседних оснований открытых магнитных трубок. Предложен возможный механизм связи СМЕ с некоторыми вспышками.
В этой главе представлены также результаты исследования динамики корональных дыр, измеряемых в линии Не 10830 А. Показано, что внезапному началу магнитной бури (ББС) могут предшествовать следующие эффекты в динамике корональных дыр (КД): (1) изменение конфигураций соседних КД, которые проявляются в последовательном уменьшении расстояния между противоположными границами или участками этих границ двух КД и последующем возвращении этих границ (их участков) к состоянию, близкому к первоначальному; (2) появление новой транзиентной или долгоживущей КД. Эти эффекты отчетливо проявляются в -41% рассмотренных событий. Сделан вывод, что эти эффекты в динамике корональных дыр являются признаком произошедшей эрупции корональной массы. Показано, что случаи с отчетливо выраженным эффектом в динамике КД сопровождаются наиболее сильными магнитными бурями.
19
В этой главе представлены также результаты исследования крупномасштабных транзиентных возмущений солнечного ветра на орбите Земли.
Проведено сравнение усредненных характеристик двух типов крупномасштабных возмущений солнечного ветра с межпланетной ударной волной, каждый из которых считается проявлением СМЕ в солнечном ветре: (I) ударная волна сопровождается магнитным облаком; (2) ударная волна сопровождается бинаправ-ленным потоком сверхтепловых электронов при отсутствии магнитного облака. Обнаружены существенные, ранее не известные, различия в распределении параметров плазмы и магнитного поля в пределах этих двух типов структур СВ.
Предложен новый метод идентификации выбросов корональной массы в солнечном ветре и обнаружения существования драпировки межпланетного магнитного поля вокруг быстрого плазмоида. С использованием этого метода были проанализированы магнитные облака и области с бинаправленными потоками электронов. Оказалось, что структуры СВ первого типа в большей степени характеризуются признаками движущегося плазмоида, чем структуры второго типа.
Исследовано влияние окружающего СВ на характеристики возмущений СВ двух типов. Обнаружено, что амплитуда магнитного поля как в области ударно сжатой плазмы за фронтом ударной волны, так и в области магнитного облака коррелирует с величиной (V п) V, где п и V - концентрация и направленная скорость протонов перед фронтом ударной волны. Аналогичная связь для областей с бинаправленными потоками электронов практически отсутствует.
Предложены методы определения местоположения солнечных источников транзиентных возмущений СВ по характеристикам этих возмущений на орбите Земли. Один из этих методов сводится к определению нормали к фронту ударной волны в месте ее пересечения Землей, направление которой однозначно связано с положением ее источника на Солнце при заданном соотношении радиуса кривизны ударной волны и расстояния Солнце - Земля.
Один из наиболее существенных результатов данной главы - вывод об определяющей роли медленного ветра в распространении межпланетных ударных волн. Показано, что в большинстве случаев Земля пересекает межпланетную ударную волну тогда, когда ее фронт находится в области медленного ветра из корональ-ных стримеров.
Пятая глава посвящена изучению некоторых особенностей взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли. Наиболее существенные результаты были получены в следующих направлениях: (I) сравнительный анализ связи амплиту-
20
ды геомагнитной бури и момента ее достижения с характерными особенностями СВ для двух типов магнитных бурь: вызываемых квазистационарным СВ и транзи-ентными возмущениями СВ; (2) изучение влияния предшествующей геомагнитной возмущенности на интснсивносггь бури, вызываемой воздействием на магнитосферу транзиентного возмущения СВ. Показано, в частности, что при последовательном воздействии на магнитосферу двух ударных волн амплитуда магнитной бури в среднем тем больше, чем больше было геомагнитное возмущение после воздействия первой ударной волны; (3) влияние типа течения СВ, в пределах которого Земля пересекает фронт возмущения СВ, на амплитуду магнитной бури. Оказалось, что самые сильные геомагнитные бури генерируются тогда, когда (1) в момент пересечения Землей фронт ударной волны оказывался в окрестности гелиосферного токового слоя в пределах пика плотности плазмы с N > 10 ст*3 и (2) после последовательного воздействия на магни тосферу Земли двух и более ударных волн.
В этой главе также обсуждаются физические основы разработанного в соавторстве с коллегами метода краткосрочного (с заблаговременностью ~ несколько суток) прогноза геомагнитных возмущений по характеристикам Солнца и представлена схема практического алгоритма такого прогноза. Отличительная особенность этого метода - предсказываются отдельные характеристики геомагнитной бури: момент начала бури, момент времени, когда интенсивность бури достигает наибольшего значения, амплитуда бури и ее длительность. Отдельные алгоритмы разработаны для случаев, когда магнитная буря обусловлена взаимодействием с магнитосферой квазистационарного солнечного ветра и крупномасштабным тран-зиентным возмущением СВ.
В заключении сформулированы основные результаты диссертации.
Научная новизна работы.
Рассмотрим последовательно в соответствии с приведенным выше списком решавшихся задач научную новизну полученных результатов. При этом, обсуждая результаты других исследователей, мы не будем здесь приводить соответствующие ссылки. Все необходимые ссылки даны в основном тексте диссертации. В п.п. 1-9 новые результаты, полученные в наших работах, выделены курсивом.
1. К середине 80-х годов было достаточно убедительно показано, что источниками высокоскоростных потоков квазистационарного СВ являются корональ-ные дыры, а медленный ветер вытекает из пояса корональных стримеров. Сопоставляя отдельные участки СВ на орбите Земли с их вероятными источниками в
21
солнечной короне мы обнаружили, что существуют потоки СВ, по своим характеристикам относящиеся к медленному квазистационарному ветру и в то же время их источником на Солнце не может быть пояс корональных стримеров. Мы показали, что такие потоки СВ вытекают из области цепочек стримеров, разделяющих коро-нальные дыры с одинаковой полярностью магнитного поля. Таким образом были обнаружены области короны, которые наряду с поясом корональных стримеров также являются источником медленных течений СВ.
Была исследована магнитная структура таких цепочек стримеров. Установлено, что структура магнитного поля в этих стримерах существенно отличается от магнитной структуры стримеров, формирующих пояс в короне.
2. Уже первый анализ потоков СВ из корональных дыр (КД) показал, что параметры таких потоков варьируются на орбите Земли в широком диапазоне. Были предприняты попытки установить связь этих параметров с характеристиками КД. Для периода 1973-1974 г.г. была обнаружена почти линейная связь максимальной скорости Vм потока плазмы из КД с приэкваториальной частью площади этой дыры Бц. В дальнейшем была обнаружена корреляция между Vм с интенсивностью излучения солнечной атмосферы в области КД в линии Не1 10830 А. Была также обнаружена связь Vм с ионизационной температурой тяжелых ионов, отражающей температуру короны в области формирования потоков СВ в КД. И, наконец, была установлена связь V41 с величиной сверхрадиальной расходимости силовых линий магнитного поля в области КД. Этим в основном исчерпываются обнаруженные к середине 80-х эмпирические зависимости параметров высокоскоростных потоков СВ из КД с характеристиками КД.
Наши исследования позволили установить, что положительная корреляция между Vм и полной площадью дыры Бн существует для всех периодов солнечной активности, но коэффициент корреляции между этими величинами для большей части периода солнечной активности мал. Одновременно было обнаружено, что на скорость Vм влияет среднее магни тное поле в пределах КД, а также магнитные поля соседних с КД групп пятен. Это позволило построить эмпирические зависимости скорости потока плазмы из КД от всех этих характеристик КД и их окрестностей.
3. О нестационарности крупномасштабного магнитного поля в короне свидетельствуют многочисленные наблюдения. Это следует прежде всего из регулярных измерений магнитного поля на поверхности Солнца и косвенно из наблюдений Солнца в различных линиях излучения. Одним из основных методов изучения ко-
22
ронального магнитного поля являются расчеты поля в короне в потенциальном приближении. В предшествующих работах такие расчеты позволяли определить лишь конфигурацию поля в короне, усредненную на временном масштабе - периода оборота Солнца. Мы разработали метод, позволяющий изучать изменения магнитного поля в короне над отдельными участками солнечной поверхности в течение нескольких суток с минимальным масштабом изменения равным промежутку времени между измерениями отдельных магнитограмм (в настоящее время это составляет приблизительно 1 сутки). Были получены результаты, относящиеся как к эволюционным изменениям магнитного поля в короне, так и к быстрым или «взрывным», приводящим к радикальной перестройке поля в короне за время ~ 1 сутки.
4. В предшествовавших работах были получены важные результаты, касающиеся взаимодействия в межпланетном пространстве быстрых и медленных потоков СВ, обусловленного вращением Солнца. В то же время оставалось невыясненным, что в наибольшей степени обуславливает эффективность такого взаимодействия (т.е. параметры плазмы и магнитного поля некоторых особенностей СВ в области взаимодействия потоков), которое, как мы выяснили, варьируется в широких пределах.
Мы обнаружили, что с эффективностью взаимодействия потоков СВ тесно связаны формирование Вг- компоненты межпланетного магнитного поля и взаимодействие СВ с магнитосферой Земли. Это стимулировало исследование факторов, в наибольшей степени влияющих на взаимодействие квазистационарпых коротирующих потоков СВ. Были выделены характеристики плазмы и маг нитного поля в короне, в наибольшей степени влияющих на эффективность взаимодействия потоков СВ. В частности, была обнаружена эмпирическая зависимость амплитуд пиков плотности плазмы и магнитного поля в области взаимодействия потоков СВ от утла наклона связанных участков пояса корональных стримеров к плоскости солнечного экватора.
5. До наших исследований природа формирования интенсивной Вг- компоненты магнитного поля в межпланетном пространстве в квазистационарном СВ оставалась во многом невыясненной.
Наши исследования показали, что появление интенсивной В/.- компоненты поля в квазистационарном СВ тесно связано с взаимодействием коротирующих потоков СВ. Установлено, что существует корреляция амплитуды южной Вг- компоненты с амплитудой магнитного поля в области наиболее эффективного взаимо-
23
действия потоков СВ. Показано, что формирование преобладающей северной или южной Bz на орбите Земли зависит от знака поперечных компонент магнитного поля в короне, рассчитанных на высоте 1.8 Ro (Ro - радиус Солнца). С учетом результатов, отмеченных в разделах (1) -(4), предложен метод определения амплитуды интенсивной Bz - компоненты на R=1AE по характеристикам Солнца.
6. Как уже отмечалось, мы обнаружили особый класс медленных течений СВ, источником которых в короне являются цепочки корональных стримеров. Были изучены характерные особенности таких течений и сопоставлены с особенностями медленного ветра из пояса корональных стримеров.
Для протяженных вдоль долготы медленных потоков СВ в окрестности гелиосферного токового слоя (R=1AE) выявлены особенности короны, характеризующие положение и форму границ таких участков, отделяющих их от высокоскоростных потоков СВ из КД. Обнаружено, что скорость течения плазмы и температура протонов в таких течениях уменьшается по мере приближения к периферии этих участков по широте. Показано, что этот результат согласуется с данными Ulysses.
7. Выше уже отмечалось, что как видимые характеристики выбросов коро-нальной массы (СМЕ) - их ширина и скорость в плоскости неба, так и оцениваемые масса и кинетическая энергия СМЕ, варьируются в широком диапазоне. До наших исследований было установлено, что эти характеристики меняются (в среднем) в цикле солнечной активности и различаются (также в среднем) в зависимости от связи с другими формами солнечной активности (вспышками или исчезающими волокнами (протуберанцами)). Но при этом отсутствовали сведения о том, как характеристики СМЕ зависят от свойств среды или от физических процессов в области их возникновения. В то же время такие сведения имеют принципиальное значение, так как открывают путь к выяснению механизмов генерации СМЕ. Наши исследования позволили обнаружить зависимость характеристик СМЕ от положения их видимых осей относительно различных структур в короне и на поверхности Солнца и влияние на эти зависимости характера связи СМЕ с сопутствующими проявлениями солнечной активности. На основе этих исследований был предложен возможный физический механизм генерации связанных с СМЕ солнечных вспышек.
К началу 90-х годов преобладающей среди исследователей СМЕ стала точка зрения, согласно которой выбросы корональной массы формируются в области замкнутых линий ноля в нижней короне. При этом, как предполагается, движение
24
СМЕ приводит к вытягиванию замкнутых линий поля над местом рождения СМЕ в направлении от Солнца или появлению новых так называемых открытых линий магнитного поля. Некоторые данные наблюдений косвенно подтвердили эти выводы. Мы обнаружили этот эффект в изменении магнитного поля в короне в окрестности рождения СМЕ, используя наш метод расчета динамики магнитного поля. Этот эффект проявился в изменении расстояния между основаниями соседних открытых магнитных трубок. Кроме этого, мы обнаружили, что СМЕ сопровождается появлением короткоживущих открытых магнитных трубок. Это согласуется с обнаруженными ранее короткоживущими корональными дырами вблизи границ больших долгоживущих дыр.
Ранее неоднократно предпринимались попытки установить связь изменений границ корональных дыр с СМЕ. Большинство таких попыток оказались неудачными. Основная причина этого - с СМЕ пытались связать изменение границы одной КД. Учитывая, что эти границы подвержены непрерывным эволюционным изменениям, выявить на фоне этих изменений эффекты, связанные с СМЕ оказалось затруднительно. Пам удалось обнаружить, что внезапным началам магнитных бурь, которые в большинстве своем связываются с воздействием на магнитосферу Земли межпланетной ударной волны, предшествуют коррелированные изменения границ двух соседних КД, между которыми в этот период и возникает, предположительно, СМЕ. Эти коррелированные изменения границ КД аналогичны изменениям оснований открытых магнитных трубок, сопровождающие СМЕ, которые мы обнаружили используя расчеты динамики магнитного поля в короне.
8. Одна из нерешенных проблем в физике солнечного ветра - надежная идентификация СМЕ в межпланетном пространстве. В настоящее время считается, что межпланетные ударные волны генерируются СМЕ, проникающими на большие расстояния от Солнца. В то же время идентифицировать СМЕ в СВ для событий с ударной волной не всегда удается. Ранее было предложено несколько признаков СМЕ в СВ, но они редко реализуются в одном событии одновременно. Мы предложили использовать для выделения по СМЕ в солнечном ветре ряд особенностей, характерных для магнитного поля, драпирующегося вокруг быстро движущегося в солнечном ветре плазмоида.
9. Исследование связи параметров СВ на орбите Земли с характеристиками геомагнитных бурь и разработка методов прогноза таких бурь по характеристикам Солнца тесно связанные между собой задачи. То, что солнечный ветер кон-
25
тролирует уровень геомагнитной активности известно давно. Нам удалось получить новые результаты, касающиеся связи СВ с геомагнитной активностью.
Во-первых, были установлены зависимости между амплитудой магнитной бури (вызываемой квазистационарным СВ), выраженной через тот или иной индекс геомагнитного поля, и характеристиками квазистационарного СВ, которые мы умеем предсказывать (с известной точностью) по характеристикам Солнца. К таким характеристикам относятся максимальная скорость быстрого потока из КД и амплитуда пика модуля южной Вг- компоненты. Во-вторых, было обнаружено, что интенсивность магнитной бури, вызываемой воздействием на магнитосферу Земли крупномасштабного возмущения СВ, зависит от типа течения СВ, в пределах которого Земля пересекает фронт возмущения. Установлено, что самые сильные магнитные бури генерируются, когда фронт возмущения СВ оказывается в пределах предшествующего возмущения СВ или в пределах области с повышенной плотностью плазмы вокруг гелиосферного токового слоя. Кроме того было найдено, что интенсивность бури, вызываемой последовательным воздействием на магнитосферу двух возмущений СВ возрастает с увеличением интенсивности бури, вызванной первым из двух возмущений.
Разработка методов краткосрочного (с заблаговременностью до нескольких суток) прогноза геомагнитных бурь по характеристикам Солнца является одной из приоритетных задач для специалистов в области солнечно-земной физики-прежде всего вследствие большой практической значимости этой проблемы. Было предложено много различных подходов к решению этой задачи, но до ее решения с качеством, соответствующим, например, современному прогнозу погоды на Земле, предстоит проделать еще большой путь. Нам удалось высказать несколько новых идей, которые обеспечили существенное продвижение в решении этой проблемы. Прежде всего это касается прогноза магнитных бурь, вызываемых квазистационарным СВ. Разработан метод прогноза таких бурь с оправдываемостью, достигающей, по нашим оценкам, 85-90 %. Амплитуда таких бурь предсказывается с точностью до ~ 30 %. Оправдываемость нашего прогноза бурь, вызываемых возмущениями СВ не превышает, по оценкам, 70 %. Точность предсказания амплитуды бури при этом сравнительно невелика, но во многих случаях позволяет оценить интенсивность бури на шкале «слабая буря» - «сильная буря». Насколько нам известно, такое качество прогноза сопоставимо с лучшими результатами других исследователей.
26
Личный вклад автора.
Часть работ, составляющих содержание диссертации, выполнена в соавторстве с коллегами из ИСЗФ СО РАН. В работах, выполненных в соавторстве с Есе-лсвичем В.Г. мне принадлежит равноправный вклад в постановки задач и анализ наблюдений и результатов. В работах совместно с другими коллегами (Кайгоро-довым А.П., Руденко Г.В., Томозовым В.М. и Мордвиновым A.B.) мне принадлежит постановка задач (в том числе математическая формулировка: составление уравнений, определение методов их решений и т.д.) и анализ результатов. Кайго-родов А.П., Руденко Г.В. и Мордвинов A.B. разрабатывали программы для численного решения уравнений и обработки данных и проводили расчеты с их использованием. Руденко Г.В. решил также ряд математических проблем, возникших в процессе формулировки и решения некоторых задач.
Положения, выносимые на защиту.
1. Доказано существование и определена структура цепочек корональных стримеров между КД с одинаковой полярностью магнитного поля. Установлено существование наряду с медленным солнечным ветром из пояса корональных стримеров медленных течений СВ из цепочек стримеров между соседними КД с одинаковой полярностью поля. Выяснены свойства этих течений.
2. На основании численных расчетов вариаций крупномасштабного магнитного поля в короне установлены: (1) существование и особенности непрерывных изменений (с масштабом ~ I сутки) открытых магнитных трубок и нейтральной линии на поверхности источника; (2) связь изменений крупномасштабного магнитного поля с выбросом корональной массы до начала этого процесса и мосле.
3. Выявлены факторы, в наибольшей степени влияющие на характеристики плазмы и магнитного поля в области взаимодействия коротирующих по токов солнечного ветра (СВ). Показано, что к числу таких факторов относятся угол между гелиосферным токовым слоем и плоскостью солнечного экватора, а также характеристики СВ вблизи Солнца: амплитуда магнитного поля и плотность плазмы в быстром потоке СВ из КД, перепад плотности между медленным и быстрым потоками и некоторые масштабы азимутальной неоднородности плазмы и магнитного поля.
4. Показано, что существует влияние удаленности видимых осей выбросов корональной массы (СМЕ) от нейтральной линии магнитного поля на поверхности