Эволюция потоков энергичных электронов на геостационарной орбите в 22-м и 23-м циклах солнечной активности. 27-дневные вариации

В настоящее время период активного функциони рования спутников , расположенных на геостацио нарной орбите , сопоставим с 11- летним циклом сол нечной активности . В течение такого длительного периода существуют две группы явлений , нарушаю щих нормальную работу спутников : во - первых , уско ренное старение материалов , из которых изготовлен спутник , в условиях космической среды ; во - вторых , аномальные эффекты ( неисправности аппаратуры : отказы приборов и отдельных систем спутника , лож ные срабатывания автоматики и т . д .), связанные с попаданием спутника в экстремальные условия . Од ним из факторов опасного влияния на спутник явля ются повышенные потоки энергичных электронов [Iucci et al., 2005; Романова и др ., 2005].

Многолетние исследования ( см ., например , [Reeves, 1998; Friedel et al., 2002; Degtyarev, Chud-nenko, 2007] и ссылки в них ) показали , что повы шенные потоки энергичных электронов наблюдают ся в периоды геомагнитных возмущений , особенно на стадии восстановления магнитных бурь . Как из вестно , магнитные бури тесно связаны с солнечной активностью и могут иметь рекуррентный характер , что связано с периодом вращения Солнца [Tsurutani et al., 2009; Richardson, 2009]. В соответствии с этим , можно ожидать 27- дневную периодичность потоков энергичных электронов внешнего радиационного пояса , что и было обнаружено в экспериментах [Paulikas, Blake, 1979; Baker et al., 1979, 1986; Без родных Шафер , 1982; Безродных и др ., 1986; Ива нова и др ., 2000].

Обычно пики потока электронов регистрируются в течение нескольких дней после пика геомагнитной активности , связанного с прохождением высокоско ростного потока солнечного ветра ( СВ ) около Зем ли . Потоки , как правило , обычно появляются регуляр но с периодом ~27 дней . Эта 27- дневная повторяе мость в потоках электронов может использоваться для среднесрочного прогнозирования величины потоков энергичных электронов во внешнем радиационном поясе , однако имеются лишь отрывочные данные как об устойчивости 27- дневной вариации потоков в тече ние продолжительного времени [Baker et al., 1979, 1986], так и о структуре вариаций [Williams, 1966]. Целью данной работы является анализ структуры и частоты появления 27- дневной вариации энергичных электронов на геостационарной орбите в течение 11 летнего цикла солнечной активности .

Используемые данные

В работе использованы данные по потокам энергичных электронов, полученные при помощи приборов спутников GOES (1986–2007 гг.) (>2 МэВ) и LANL (1996–2007 гг.) (50–225 кэВ и 315–1500 кэВ) []. Особенность базы данных по потокам высокоэнергичных электронов состоит в том, что ни для одного из спутников нет однородного непрерывного ряда данных в течение цикла солнечной активности. В процессе функционирования спутники могли перемещать из одной точки стояния (географическая долгота спутника на экваторе) в другую. Поскольку существует зависимость величины регистрируемого потока от долготы расположения спутника [Дегтярев и др., 1985], то данные хотя и получены на одном и том же спутнике в течение длительного времени, но из-за изменения местоположения спутника неоднородны. Однако на орбите одновременно могли находиться несколько спутников в различных точках стояния, и их измерения перекрывали выше-отмеченные периоды. Для «сшивки» данных разных спутников была проведена взаимная нормировка данных по среднесуточным потокам электронов в каждом энергетическом диапазоне. В результате все данные спутников GOES приведены к уровню потока электронов на долготе λ=225º Е, а все данные спутников LANL – к уровню потока электронов на λ=322º Е. При наличии материалов наблюдений нескольких спутников для определенного периода времени данные по потокам электронов (приведенные к одному уровню в одном диапазоне энергий) для всех спутников усреднялись. Таким образом, были получены непрерывные ряды среднесуточных потоков электронов с энергией более 2 МэВ за два цикла солнечной активности и потоков электронов более низких энергий за 23-й цикл солнечной активности. При анализе были использованы также данные по геомагнитной активности [http://wdc. ] и скорости солнечного ветра [ ].

Результаты

Двадцатисемидневная периодичность в потоках энергичных электронов на геостационарной орбите хорошо выявляется при автокорреляционном анали зе среднесуточных данных ( рис . 1). Характерный вид автокорреляционной функции для временного ряда среднесуточных величин потока энергичных электронов для 22- го и 23- го циклов солнечной ак тивности – несколько максимумов , наиболее выра женный из которых показывает в анализируемых данных периодичность ~27 сут . Автокорреляционная функция показывает также отчетливые максимумы на периодах , кратных 27 сут (54 дня , 81 день и т . д .). Пе риодичность проявляется как в потоках электро нов , так и в скорости СВ и геомагнитной активности .

Рис . 1. Автокорреляционная функция рядов среднесу точных данных за 1996–2007 гг . (23- й цикл солнечной активности ): а – скорости солнечного ветра (1) и магнит ной активности ( суточных сумм K _р - индекса ) (2); б – пото ков электронов с энергиями 50–225 кэВ (1), 315–1500 кэВ (2) и >2 МэВ (3) на геостационарной орбите .

Выраженный максимум автокорреляционной функции на периоде 27 дней указывает на устойчи вость определенной структуры 27- дневной вариа ции в течение всего 11- летнего цикла солнечной активности .

Методом наложенных эпох по 27- дневным перио дам была рассчитана средняя структура 27- дневных вариаций потоков электронов для 22- го и 23- го цик лов солнечной активности ( рис . 2). Для 22- го цикла характерно увеличение потоков электронов дважды за 27- дневный период , для 23- го цикла характерна трехгорбая структура 27- дневных вариаций .

Эта периодичность наблюдалась и в геомагнит ной активности . Переход от вариаций , наиболее ха рактерных для 22- го цикла солнечной активности , к типичным вариациям 23- го цикла начинается на спадающей фазе 22- го цикла . Видно , что для 23- го цикла ( рис . 2, б ) максимумы потоков электронов с энергией 50–225 кэВ практически совпадают с мак симумами скорости СВ . Максимумы потока более высокоэнергичных частиц запаздывают относительно максимумов скорости ветра . С увеличением энергии запаздывание увеличивается . Это соответствует ре зультатам кросскорреляционного исследования связи между потоками электронов на ГО и скоростью СВ ( см ., например , [ Дегтярев и др ., 1995]).

Двадцатисемидневная периодичность в пото ках электронов внешнего радиационного пояса проявляется часто , но не всегда [Baker et al., 1986]. В работе [Baker et al., 1986] было отмечено восемь - девять 27- дневных циклов в 1977–1978 гг . с высокой повторяемостью пиков потоков высоко релятивистских (3–10 МэВ ) электронов вблизи геоста ционарной орбиты ( ГО ). В более ранней работе [Williams, 1966] обнаружено существование 27- дневной периодичности в интенсивности захваченных электро -

Рис . 2. Преимущественная структура 27- дневных ва риаций потоков электронов на геостационарной орбите и скорости солнечного ветра в 22- м ( а ) и 23- м ( б ) циклах солнечной активности .

нов с энергией ≥ 280 кэВ и ≥ 1.2 МэВ для L ≥ 3.5 в те чение четырех последовательных солнечных оборо тов в 1963–1964 гг .

Чтобы рассмотреть , в какие периоды солнечного цикла чаще всего проявляется 27- дневная рекуррент ность потоков электронов , необходимо оценить на личие или отсутствие 27- дневной рекуррентности в определенные периоды времени . Такую оценку можно сделать по величине максимального коэф фициента корреляции автокорреляционной функ ции на периоде ~27 дней ( R 27 ). Заметим , что оценки автокорреляционной функции имеют смысл при m <0.1 n ( n – количество чисел анализируемого ряда , а m – сдвиг по оси абсцисс , при котором наблюда ется максимум автокорреляционной функции , соот ветствующий искомой периодичности ). В нашем случае m =27 дней ( максимум автокорреляционной функции на 27- м отсчете ). Следовательно , мини мальный числовой ряд ( массив данных ) для выделе ния 27- дневной периодичности должен содержать не менее чем 10 m чисел , т . е . более 270 суточных данных . Для дальнейшего анализа мы выбрали годовые масси вы данных , т . е . заведомо большие , чем минимальные массивы для достоверной оценки периодичности . Что бы лучше проследить наличие или отсутствие рекур рентности в данных в течение цикла солнечной актив ности , автокорреляционная функция рассчитывалась для каждого последовательного годового массива дан ных со сдвигом массивов на три месяца по времени .

На рис . 3 показаны изменения коэффициента корреляции R 27 для электронов с энергией >2 МэВ в двух циклах солнечной активности и для электронов с энергиями 50–225 кэВ и 315–1500 кэВ в течение 23- го цикла . Коэффициенты корреляции R ₂₇ меня ются в широких пределах от ~0 до 0.4–0.6. Мини мальные величины коэффициентов корреляции R ₂₇

Год

Рис . 3. Характер проявления 27- дневной периодично сти в 22- м и 23- м циклах солнечной активности .

означают отсутствие 27- дневной рекуррентности по токов или ее слабое проявление в эти периоды , а большие величины коэффициентов – наличие 27 дневной рекуррентности в потоках электронов дан ных энергий . Можно условно разделить шкалу ва риаций R 27 по линии средней величины R 27 ( гори зонтальная линия на панелях вариаций потоков элек тронов ) на две части – с преимущественно более вы сокими величинами и преимущественно более низ кими величинами R 27 для каждого из диапазонов энергии электронов . Эти периоды более низких и более высоких величин R ₂₇ выделены вертикальными линиями , и область преимущественно более низких величин затонирована . На панели чисел солнеч ных пятен разметка вертикальными линиями со ответствует разметке на панели R 27 для электро нов с энергиями >2 МэВ , поскольку для этого диапазона энергий имеются данные для обоих циклов солнечной активности .

Из рис . 3 видно , что границы областей с заливкой и без нее несколько различаются для разных энергий . Однако можно отметить и общую особенность для электронов разных энергий – низкую 27- дневную ре куррентность потоков электронов в период , близкий к максимуму солнечной активности в 23- м цикле . Для 22- го цикла солнечной активности область с отсутст вием или слабой 27- дневной периодичностью также соответствует периоду максимума солнечной активно сти . На подъеме и спаде 23- го цикла солнечной актив ности области с преимущественно низкой 27- дневной рекуррентностью чередуются с областями с преиму щественно высокой 27- дневной рекуррентностью , что не наблюдается для 22- го цикла солнечной активно сти . Отметим ( рис . 3), что в областях с преимущест венно низкими величинами R ₂₇ встречаются участки с относительно высокими величинами R ₂₇, так же как и в областях с относительно высокими величи нами R 27 встречаются участки с относительно низ кими R 27 . Чем отличаются эти две условных облас ти , можно увидеть на рис . 4.

На рис . 4, а , б представлены результаты , получен ные за интервал 18.10.2000–27.07.2002 гг . ( период 1), относящийся к периоду с низкой рекуррентностью потоков электронов , а на рис . 4, в , г – за интервал 21.12.2005–29.09.2007 гг . ( период 2), относящийся к периоду с высокой степенью рекуррентности пото ков электронов . Поскольку двумерные картины рас пределения потоков электронов для всех рассмот ренных энергий похожи , то для упрощения рисунка приведено распределение потоков только для энергии электронов 315–1500 кэВ . В распределении потоков электронов отмечается подобие ( но не в деталях ) с распределением величины скорости СВ . Рассмотрим особенности периодов с низкой и высокой 27- дневной рекуррентностью потоков электронов . Будем рассмат ривать временные диаграммы , представленные на рис . 4, как неоднородную пространственную струк туру потоков электронов и скорости СВ в системе координат обороты Бартельса – дни оборота .

Период 1. Пространственная структура потоков электронов ( рис . 4, а ) для периодов с низкой рекур рентностью характеризуется отдельными хаотично

Рис . 4. Двумерные картины распределения потоков электронов с энергиями 315–1500 кэВ ( а , в ) и скорости солнечного ветра ( б , г ) для двух периодов 23- го цикла солнечной активности : с преимущественно низкой ( а , б ) и преимущественно высокой ( в , г ) 27- дневной рекуррентностью потоков электронов и скорости солнечного ветра . Горизонтальная шкала каж дого рисунка – дни солнечного оборота Бартельса , тогда как вертикальная шкала дает номер солнечного оборота .

расположенными « пятнами » увеличенных потоков электронов . « Пятна » имеют протяженность по обо ротам Бартельса примерно 2–5 оборота Солнца и по дням оборота в среднем 3–6 дней . Пространствен ное распределение скорости СВ ( рис . 4, б ) подоб но распределению потоков электронов , но менее выражено . Отмечаются вариации скорости СВ с двумя , тремя или даже с четырьмя повышениями скорости в течение 27- дневного цикла .

Период 2 с высокой рекуррентностью потоков ( рис . 4, в , г ) характеризуется вытянутыми по коорди нате обороты Бартельса « полосами » с наибольшими величинами потоков и скорости СВ , но не непрерыв ными . Характерный вид вариаций скорости СВ – три случая увеличения скорости в течение 27- дневного периода . Дни максимумов этих повышений незначи тельно изменяются в течение всего периода 2 в интер валах 1–3; 8–10 и 15–21 дней оборота Бартельса . Для потоков электронов « полосы » центрированы пример но на 4, 10 и 17 днях , т . е . повышение в потоках элек тронов с энергиями 315–1500 кэВ запаздывает относи тельно скорости солнечного ветра примерно на ~1 сут .

Для периода 1 на рис. 4, а также можно выделить дни оборота с наиболее вероятным расположением «пятен» повышенных потоков электронов с энергиями 315–1500 кэВ. Эти дни наиболее вероятного повышения потоков электронов (6, 13, 20) не совпадают с отмеченными ранее днями для периода 2. Для скорости СВ (рис. 4, б) выделить дни оборота с наиболее вероятным расположением «пятен» повышенной скорости СВ проблематично. Возможно, это примерно дни 19-е солнечного оборота. Более характерны поло- сы по координате «дни оборота», как пример можно привести обороты 2288–2290.

Анализ распределения потоков электронов и ско рости солнечного ветра , представленного на рис . 4, позволяет предположить , что изменение этих вели чин в течение отдельных 27- дневных периодов мо жет носить разный характер . Могут встретиться ре гулярные , рекуррентные изменения в течение дли тельного времени , нерегулярные изменения в тече ние одного или нескольких оборотов и практически бесструктурные изменения .

Вариации потоков электронов всех энергий по хожи на вариации скорости СВ , но с увеличением энергии электронов отмечается запаздывание дней максимумов вариаций относительно скорости СВ . С увеличением энергии электронов наблюдается также увеличение амплитуды вариаций в течение 27- дневного периода .

Обсуждение результатов

Одиннадцатилетний цикл солнечной активно сти – это естественный период , в течение которого происходят характерные изменения в процессах на Солнце , параметрах СВ и межпланетного магнитно го поля ( ММП ), а также в магнитосферной актив ности . Взаимодействие потоков СВ с магнитосфе рой Земли находит отклик в различных геофизиче ских проявлениях внутри магнитосферы , в том числе и в вариациях потоков частиц внешнего ра диационного пояса .

Вариации потоков электронов на геостационар ной орбите связаны с вариациями параметров СВ и

ММП посредством многих , часто взаимообуслов ленных , процессов внутри магнитосферы . Наилуч шая корреляция обнаруживается между потоками электронов на ГО и скоростью СВ [ Дегтярев и др ., 1995]. Хорошая корреляция между скоростью СВ и потоками энергичных электронов на ГО следует и из результатов сопоставления рекуррентных 27- дневных вариаций скорости СВ и потоков энергичных элек тронов , приведенных на рис . 2 и 4 данной работы .

Структура вариаций потоков электронов на 27- дневном периоде подобна аналогичной структу ре в изменении скорости СВ ( рис . 2). Например , для 23- го цикла солнечной активности характерна структура , состоящая из трех высокоскоростных потоков , отстоящих друг от друга на треть солнеч ного оборота , и соответствующих им повышений потоков энергичных электронов на ГО . Подобную структуру высокоскоростных потоков СВ отмечали и другие исследователи солнечно - земных связей [Lei et al., 2008]. Авторы [Lei et al., 2008] заключили , что 9- дневная повторяемость быстрых потоков СВ , отмеченная ими в течение 2005 г ., была следствием солнечных корональных дыр , распределенных обо собленно примерно через 120° по долготе .

В течение 11- летнего цикла характеристики вы сокоскоростных потоков изменяются таким обра зом , что наиболее долгоживущие высокоскоростные потоки СВ наблюдаются на фазе спада цикла , а ме нее долгоживущие – в периоды , близкие к максиму му цикла солнечной активности [Tsurutani et al., 2009; Коваленко , 1983]. Однако отдельные долго живущие потоки СВ могут появляться в любые пе риоды цикла [Richardson, 2009]. Такому поведению высокоскоростных потоков следуют и вариации вы сокоэнергичных потоков электронов внешнего ра диационного пояса , что и показано на рис . 3 и 4. Из характера автокорреляционной функции среднесу точных потоков за период 23- го цикла солнечной активности можно сделать вывод , что средняя дли тельность 27- дневной повторяемости составляет примерно шесть - семь 27- дневных циклов , т . е . око ло полугода . Это близко к результатам , получен ным в [Williams, 1966; Baker et al., 1979]. Рекур рентные вариации энергичных электронов на ГО имеют тенденцию появляться в периоды спада сол нечной активности ( рис . 3).

В [Richardson, 2009] было показано, что в максимуме солнечной активности резко возрастает количество магнитных бурь, связанных со вспышечными явлениями на Солнце. В целом в максимуме солнечной активности их количество превышает количество бурь, связанных с коротирующими потоками. Однако, хотя квазистационарные возмущения в СВ сопровождаются рекуррентными возрастаниями интенсивности энергичных электронов в радиационном поясе большей мощности и продолжительности, чем возрастания, связанные с воздействием на магнитосферу вспышечных потоков [Безродных, Шафер, 1982], в период максимума солнечной активности преобладание спорадических потоков СВ над коротирующими потоками отражается в отсутствии или в слабой повторяемости повышений потоков энергичных электронов во внешнем радиаци- онном поясе в последовательных 27-дневных периодах. Как и в случае геомагнитных бурь [Richardson, 2009], характер проявления этой рекуррентности потоков энергичных электронов явно изменяется от цикла к циклу (рис. 3).

Отметим , что , хотя высокоскоростные потоки СВ и соответствующие им повышения потоков энергичных электронов могут появиться в любой из дней бартельсовского оборота , их появление тяготе ет к определенным дням оборота в долгосрочной перспективе ( рис . 1). Это является одним из поло жительных факторов для долгосрочного прогнози рования повышенных потоков на ГО .

Выводы

Результаты анализа данных по потокам энер гичных электронов на ГО показали , что в течение 11- летнего цикла солнечной активности характер 27- дневных вариаций претерпевает изменения . При этом характерные изменения различны для 22- го и 23- го циклов активности .

В то же время присутствуют закономерности , об щие для обоих циклов :

• 1.    Отсутствие или слабое проявление рекуррент ности в вариациях потоков электронов в период мак симума солнечной активности .

• 2.    Приуроченность рекуррентных 27- дневных ва риаций к фазе спада солнечной активности ( ближе к минимуму ) и к минимуму солнечной активности .

• 3.    Большая значимость 27- дневных вариаций по токов энергичных электронов внешнего радиационно го пояса на спаде ( и в минимуме ) солнечной активно сти по сравнению с максимумом очевидна , поскольку вклад рекуррентных магнитных возмущений более существен на спаде солнечной активности и в ее ми нимуме .

• 4.    В каждом из рассмотренных циклов солнеч ной активности существуют дни бартельсовского оборота , для которых наиболее вероятно появление повышенных потоков энергичных электронов : для 22- го цикла солнечной активности это 7–10 дни и 23–26 дни ; для 23- го цикла – 2–5 и 9–12 дни .