Солнечная активность в мягком рентгеновском диапазоне и ее связь с вариациями космических лучей и геомагнитного поля на протяжении 22 и 23 солнечных циклов

Уже первые снимки Солнца в рентгеновских лучах («Skylab») показали, что мягкое рентгеновское излучение (МРИ) Солнца генерируется не фотосферой, а активными областями хромосферы и короны, состоящими из многочисленных петлеобразных структур в виде арок (магнитных трубок), основания которых уходят под фотосферу (солнечные пятна), а вершины расположены в короне. С одной стороны, эти магнитные петли наполнены более плотной, чем окружающая их среда, горячей плазмой, «квазитепловое» излучение которой дает медленно меняющуюся составляющую (назовем ее «фоновой») МРИ Солнца. С другой стороны, в этих структурах происходят солнечные вспышки, которые в МРИ проявляются как резкое увеличение потока излучения на несколько порядков по сравнению с фоновым и отличаются от него скоротечностью (минуты, часы). Поэтому МРИ может служить индикатором магнитной солнечной активности (СА) двояким образом: фоновая составляющая должна отражать интенсивность образования в атмосфере Солнца магнитных активных областей, а вспышечная – динамику их эволюции. Правомерность данного подхода к изучению СА была обоснована в [1], где было показано, что рентгеновский индекс СА, введенный на основе величины потока МРИ от полного диска Солнца, дает высокую степень корреляции (≈0.9) с известными характеристиками СА, такими как числа Вольфа, по- ток радиоизлучения на частоте 2800 МГц, вспышечный индекс и суммарная площадь солнечных пятен.

Со своей стороны , вариации потока космических лучей ( КЛ ), регистрируемых сетью нейтронных мо ниторов ( НМ ) на поверхности Земли , несут инфор мацию о возмущении магнитного поля ( МП ) Земли потоком солнечного ветра и о самых мощных сол нечных вспышках , во время которых ускоренные до релятивистских скоростей частицы , преодолевая межпланетное пространство , достигают Земли .

Только одновременное изучение данных по МРИ Солнца , КЛ и вариациям МП Земли дает возможность более полного анализа закономерностей развития СА и ее влияния на магнитосферу Земли .

Исходные данные

Для изучения СА в рентгеновском диапазоне длин волн и ее влияния на магнитосферу Земли во время 22 (01.01.1986–31.03.1996) и 23 (01.04.1996– 30.06.2007) циклов СА исследовались следующие данные : 1) измеренные восемью спутниками серии GOES (Geosynchronous Operational Environmental Satellites) потоки МРИ (Вт/м2) от всего диска Солнца в диапазоне 1–8 Å (1.6–12.4 кэВ) с временным разрешением один час и величины общего вектора МП (нТл) Земли с временным разрешением один день; 2) зарегистрированные сетью НМ (44 станции) потоки КЛ (счет/час) с временным разрешением один день.

Методика обработки исходных данных

В архивах баз данных хранятся многочисленные серии однотипных результатов измерений разных фи зических явлений , которые в последнее время благо даря развитию Интернета стали доступными широко му кругу исследователей . Эти измерения проводились в разные промежутки времени , которые либо совпа дают , либо не совпадают , либо частично перекрыва ются . Поэтому для изучения физических явлений на максимально возможных временных шкалах было бы целесообразно разработать метод объединения таких разрозненных измерений в единый синтезированный ряд , который сохранял бы физические характеристики этих измерений и охватывал весь интервал времени , в котором они проводились . Теоретическая основа тако го метода давно существует – это принципы обработки неравноточных рядов измерений [2].

Синтез средневзвешенного ряда измерений

По измерениям восьми спутников серии GOES (GOES-5 – GOES-12) средневзвешенные ряды потока МРИ и величины общего вектора МП Земли вычисля лись следующим образом . На каждую дату общего промежутка времени функционирования всех восьми спутников , измерения каждого спутника , имеющиеся для этой даты , усредняются как неравноточный ряд измерений с заданными весами , значения которых для каждого спутника в отдельности определяются через вычисленные значения дисперсий рядов измерений этих спутников . Таким образом , на каждую дату из общего интервала времени всех исходных измерений спутников вычисляются одно значение средневзве шенного синтезированного ряда измерений и средняя квадратичная ошибка этого значения . Для потока МРИ средневзвешенный ряд был вычислен с часовым раз решением для последующего его разделения на сред несуточные фоновую и вспышечную составляющие . Для общего вектора МП Земли сразу был синтезиро ван среднесуточный единый ряд измерений .

Для потоков КЛ , зарегистрированных с помо щью 44 НМ , вычисление среднесуточного синтези рованного ряда измерений слегка отличается от вы ше описанной процедуры . Поскольку измерения различных НМ , даже скорректированные за счет атмосферного давления , расходятся в своих значе ниях почти на порядок , они сначала нормализуются для каждого НМ , т . е . приводятся к ряду с нулевым математическим ожиданием и единичной дисперсией . При этом вычисляются среднее значение всех мате матических ожиданий и среднее значение всех дис персий рядов измерений сети НМ . Затем эти нормали зованные ряды измерений по 44 НМ обрабатываются по вышеописанной схеме , как в случае измерений спутников серии GOES. И , наконец , вычисленный таким образом среднесуточный средневзвешенный ряд данных преобразовывается к ряду с математическим ожиданием и дисперсией , равными соответственно среднему математических ожиданий и среднему дис персий всех рядов измерений НМ , – ряду как бы « воз вращаются » статистические свойства и физическая размерность , характерные для измерений всех НМ .

Разделение МРИ на фоновую и вспышечную составляющие

Среднесуточные значения фоновой и вспы шечной составляющих потока МРИ Солнца вы числялись по значениям средневзвешенного поча сового ряда данных МРИ . Исходные почасовые данные для каждых суток усреднялись на шести часовых интервалах и из этих усредненных значе ний выбирались минимальные , которые и прини мались за среднесуточные значения фоновой со ставляющей МРИ . Далее почасовой средневзве шенный ряд усреднялся по суткам и из его усред ненных среднесуточных значений вычислялись значения среднесуточной фоновой составляющей . Таким образом , получались значения среднесу точной вспышечной составляющей потока МРИ Солнца .

Выявление скрытых периодичностей

Выявление скрытых периодичностей в синте зированных среднесуточных рядах данных фоно вой и вспышечной составляющих потока МРИ Солнца , общего вектора МП Земли и потока КЛ осуществляется при помощи комбинированной спектральной периодограммы ( КСП ), метод по строения которой заключается в следующем .

За основу КСП берется выборочная оценка нормированной спектральной плотности , которая вычисляется в зависимости от пробного периода [3], а не от частоты [4]. Исходные временные ря ды предварительно фильтруются при помощи вы сокочастотного фильтра [5] с заданной частотой среза . Для каждого отфильтрованного со своим конкретным значением частоты среза высокочас тотного компонента снова вычисляется выбороч ная оценка нормированной спектральной плотно сти от периода и все эти оценки , вычисленные для различных значений частоты среза , накладывают ся друг на друга на одном и том же поле графика , образуя КСП . Значения скрытых периодичностей определяются по максимальным значениям полу ченной таким образом КСП . Достоверность выяв ленных периодов в этом методе состоит из досто верности расположения пиков на периодограмме и достоверности их величины . Первая из них оп ределяется селективностью метода и величиной шага , заданного на КСП по оси пробных перио дов . Вторая – обусловлена высокочастотной фильтрацией исходных данных , так как достовер ность максимальных значений пиков на отдель ных КСП отфильтрованных компонентов превы шает уровень значимости (4÷7) σ . Это значительно выше , чем для случая , когда КСП является слу чайным шумом с нормальным распределением .

Обсуждение результатов

Значения выявленных квазипериодов в пото ках фонового ( ФРИ ) и вспышечного ( ВРИ ) мягко го рентгеновского излучения Солнца , величине МП Земли и потоке КЛ в течение 22 цикла СА приведены в табл . 1, а в течение 23 – в табл . 2.

Таблица 1

Значения выявленных квазипериодов , сут

ФРИ	ВРИ	МП	КЛ
9		7, 9	5, 10
14	14	12, 14, 16
26, 29		20, 26	24, 26, 29
	32	30, 37	33, 37
49	43	44, 49	43
54	53, 58		53, 58
	65	61	65
75	73	70	73
	81	79, 83, 88	82
		100, 110	92, 104
	130	115, 121	118
160, 185	160	190	155
220	215		205
265, 360	275	280	265, 350
		1 год	1.3 года
2.25 года	1.9 года		2.2 года

Таблица 2

Значения выявленных квазипериодов , сут

ФРИ	ВРИ	МП	КЛ
7	5	9	7
14, 18	18	14, 19	12
23, 29	23, 29	28	25, 30
37	35, 38	36	34, 38
45	45	44	45
53	52, 56	54	54
63, 67	62, 67	61, 69	60, 63, 67
73	73, 76	74, 76	72, 75, 78
86	86		85
94	95	91	96
112	112	114	119
134	135	121, 127	135
160	155	180	155
200, 265	220	260	215, 265
310	360		330
1 год		1 год	1.1 год
1.8 года	1.8 года		2.3 года

Из анализа этих значений можно сделать вывод , что квазипериоды , выявленные в данных МП Земли и пото ке КЛ , скорее всего , определяются значениями квази периодов СА , проявляющихся в фоновой и вспышеч ной составляющих МРИ , значения которых незначи тельно расходятся в 22 цикле по сравнению с 23. Исключение из этой закономерности составляет очень мощный квазипериодический компонент (9 дней ) МП Земли в 23 цикле , который должен обусловливаться секторной структурой межпланетного магнитного поля , и мощнейший периодический компонент МП (1 год ) в 22 и 23 циклах одновременно , который обусловлен движением Земли вокруг Солнца .

В свою очередь , значения квазипериодов , обна руженных в потоке МРИ Солнца , могут быть интер претированы следующими образом .

Периоды 24–25, 53–54, 72–73, 111–106 и 122–127 сут могут быть обусловлены сидерическим вращением Солнца в зависимости от широты места источников излучения , расположенных в хромосфере Солнца на высоте 5000–11000 км над уровнем фотосферы [6, 7] или в короне на высоте 40000–60000 км над фото сферой [8, 9].

С различными проявлениями СА [10] могут быть связаны и другие выявленные периоды, а именно: 6 сут – время жизни обычной группы пятен, 45 сут – время жизни больших групп пятен, определяющих изменение СА, 11 сут – время изменения площади большого пятна в e раз, 15 сут – время жизни факельной площадки, 82 сут – время жизни больших групп факельных площадок, определяющих изменение СА, 43 сут – время, за которое наблюдаемая площадь факельного поля уменьшается в e раз, 58 сут – среднее время жизни спокойного протуберанца.

Связь СА с вариациями МП Земли и КЛ

Для выяснения вопроса о существовании взаи мосвязи между СА , проявляющейся в МРИ Солнца , возмущениями магнитосферы Земли и вариациями потока КЛ была выполнена оценка взаимной корре - ляционой функции ( ВКФ ) среднесуточных рядов ФРИ - и ВРИ - компонентов МРИ Солнца с потоком КЛ и величиной МП Земли . Также была проведена проверка гипотезы : полностью ли не коррелированы между собой соответствующие пары рядов , т . е . яв ляются ли они белым шумом . Если гипотеза верна , то число вычисленных значений ВКФ этих пар ря дов , превышающих уровень значимости 95 % (2 σ ), должно составлять меньше 5 % от общего числа всех значений ВКФ . Результаты этих расчетов при ведены в табл . 3.

Таблица 3

	22 цикл		23 цикл
	КЛ	МП	КЛ	МП
ФРИ	–0.745 –0.764 (4d) 89% >5%	–0.147 –0.170(12d) 62% >5%	–0.600 –0.638 (4d) 82% >5%	0.004 0.010 (2d) 35% >5%
ВРИ	–0.263 –0.307 (4d) 65% >5%	0.038 0.056 (4d) 16% >5%	–0.237 –0.315 (3d) 59% >5%	0.008 0.047 (2d) 13% >5%
МП	–0.007 –0.013 (1d) 61% >5%		0.018 0.032 (4d) 40% >5%

Структура данных , приведенных в каждой ячейке , несет определенный смысл . В качестве примера рас смотрим первую ячейку , где приведены данные ВКФ и проверки гипотезы для пары ФРИ и КЛ :

–0.745 – значение коэффициента взаимной кор реляции ФРИ с потоком КЛ ;

–0.764 (4^d) – значение сериального коэффициен та (–0.764) в момент сдвига (4^d), положительное зна чение которого означает , что вариации потока ФРИ опережают изменения потока КЛ ;

89 % >5 % означает , что 89 % значений взаимной корреляционной функции превышают 95 %- й уро вень значимости .

Из анализа результатов таблицы следует , что из менения в потоке ФРИ и ВРИ опережают изменения в вариациях МП и КЛ в среднем на 4 дня ( это значе ние соответствует средней скорости солнечного ветра ≈ 400 км / с , измеренной на орбите Земли ), на ходятся в противофазе с изменениями потока КЛ и в фазе с вариациями МП Земли , причем гипотеза о некоррелированности , т . е . о полном отсутствии свя зи в соответствующих парах рядов данных , неверна для всех пар .

Значения табл. 3 дают предельно ясную картину взаимодействия СА с вариациями магнитосферы Земли и потоком КЛ, регистрируемым на ее поверх- ности: возмущения, порождаемые магнитной активностью Солнца, в виде плазменных потоков переносятся солнечным ветром и тем самым определяют состояние магнитосферы Земли и вариации потока КЛ, регистрируемого НМ.

Выводы

• 1.    В работе рассмотрен метод объединения раз розненных однотипных измерений в единый синте зированный ряд , который сохраняет основные сред ние статистические и физические характеристики первоначальных исходных измерений . Метод осно ван на принципе обработки неравноточных времен ных рядов с заданными весами измерений .

• 2.    На основе измерений потока МРИ от всего диска Солнца в диапазоне 1–8 Å, величины общего вектора МП Земли восемью спутниками серии GOES и потока КЛ сетью НМ (44 станции ), разбро санных по земной поверхности , синтезированы еди ные ряды данных за период 22 и 23 циклов СА с 1986 по 2007 г .

• 3.    При помощи модифицированного метода спектрального анализа в синтезированных рядах данных выделены квазипериодические компоненты с периодами от нескольких дней до полутора лет , которые отражают характерные времена жизни сол нечных активных образований 22 и 23 циклов .

• 4.    На основе значений синтезированных рядов данных рассмотрена взаимосвязь СА в рентгенов ском диапазоне длин волн и возмущений магнито сферы Земли .

Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ ( проекты 06-04-48792, 06-02-16268, 06-0564200, 07-02-00379), Президиума РАН ( Программа « Изменения окружающей среды и климата »).