Шугай Ю.С.

1. Ионный состав потоков солнечного ветра, связанных с корональными дырами, по даны КА STEREO_А и STEREO_B Шугай Ю.С.

2. Цель исследований • Оценить возможность работы с опубликованными данными об ионном составе солнечного ветра (СВ), измеряемыми на КА STEREO_A и STEREO_B • Массовый и зарядовый состав ионов СВ является одним из параметров для диагностики различных типов потоков СВ и для определении физических условий в их источниках на Солнце.

3. Данные (LEVEL 2) • Параметры СВ получены с • КА STEREO_B(STB) и STEREO_A (STA):PLASTIC параметры протонов, альфа частиц и тяжелых ионов СВ энергий <100 keV/e. • КА ACE:SWEPAM(параметры СВ) иSWICS&WIMS (массовый и зарядовый состав СВ) • Изображения Солнца, на длине волны 195Å, получены с КА SOHO, STEREO_B и STEREO_A • STEREO_A,STEREO_Bи ACE • Протоны H(V, T, n, Vth) – среднечасовые данные • Средний заряд железа Fe<Q>- двухчасовые данные • Только STEREO_Aи ACE • Гелий (альфа частицы) He(V, n, Vth) - среднечасовые • Кислород O(V, n, Vth) – среднечасовые данные

4. Положение КА STEREO_A и STEREO_B

5. Ноябрь 2007 – февраль 2008 (CR 2063-2066) СR 2063 СR 2065 • Две обширные КД – экваториальная (CH) и полярная низкоширотная (PCH) • В этот период существовали активные области на низких широтах, но спорадическая активность слабая • ICME: STEREO ( по СВ): 19.11(A и В), 30.12 (B) и 5.2 (B) • SOHO-LASCO (частичное гало): 15.11, 31.12, 02.01, 22.01, 04.02 • Активные области располагались между двумя КД СR 2064 СR 2066

6. Параметры СВ СR 2063 СR 2065 latitude:STB 4.9°; ACE 2.4°, STA -0.2° latitude:STB -1.2°; ACE -4.1°; STA -6.2 ° СR 2066 СR 2064 latitude:STB -4.4°; ACE -6.4°; STA -7.3° latitude:STB2.8°; ACE -0.5°; STA -3.5°

7. Условное деление потоков СВ Leading edge Trailing edge CR 2064 • Slow wind – V<500km/s, n>0.5cm-3 • Leading edge – возрастание плотности и скорости • CH и PCH – V>500 km/s, n<0.5 cm-3 • Trailing edge – V<500 km/s, n<0.5 cm-3 Slow SW CH PCH

8. ? Температура протонов • Быстрый СВ из КД можно отделить от других типов СВ по температуре протонов (Tp) (Borrini et al.,1982) • Быстрый СВ (КД и лидирующая кромка) имею Тр больше 1*105K, а потоки СВ из хвостовой части КД и медленного СВ меньше 1*105K. • Температура протонов на STEREO_Bв потоках СВ из КД ниже, чем на STEREO_Aи ACE. Скорее всего, это не связано с расположением КА. ? ?

9. Зависимость Тp от Vp • Для КА ACE и STEREO_Aв среднем наблюдается хорошее согласии в зависимости Тp от Vp для всего набора данных • Для скоростей 700 км/с Тр по данным КА ACE иSTEREO_Aв 1,5 раза выше, чем поданными STEREO_B. Для средних скоростей (400-500 км/с) расхождение мало. • Systematical underestimation of the SW density and overestimation of the temperature in the OMNI-2 (ACE) up to several tens of percents. Such kind of gradual time-dependent effects is usually associated with the ageing of satellite detectors or equipment. (A.V. Dmitriev et al., 2005). Tp для медленного СВ (< 400km/s) – 3.4*104, для быстрого – 2.3*105 (Schwenn,2006)

10. Гелий в солнечном ветре • Относительное содержания гелия в потоках СВ важно для понимания физических процессов формирование СВ на Солнце • Содержание гелия относительно протонов (He/H) зависит от солнечного цикла • в минимуме меньше на ~ 2 %, чем в максимуме (J. D. Richardson et al.) • Содержание He/H зависит от типа потока СВ (особенно в период минимума) и может изменяться от 0% в медленном СВ из ГТС до 40% в СВ от КВМ ( Neugebauer,1981; Borrini,1982)

11. Плотность протонов игелия • В среднем по плотности протонов (nH) наблюдается хорошее согласие в данных всех трех КА • Сильная вариация средних значений nH для медленного СВ и для лидирующей кромки присутствует в данных всех трех КА • Наблюдается прямая корреляция плотности гелия со скоростью СВ по данным STEREO_Aи обратная по данным ACE • Одна из причин: большие пропуски в данных для лидирующей кромки и медленного СВ у КА STEREO_A

12. Соотношение He/H • В медленном СВ отношение He/H равно ~0.02 (Borrini et al., 1981) • Для быстрых потоков СВ из КД отношение He/H ~ 0.04-0.05 (Bame et al.,1978) • По данным со STEREO_A наблюдается разделение потоков СВ из КД и медленных потоков СВ по отношению He/H • По данным ACE четкого разделения не наблюдается, отношение He/H в среднем увеличивается от 2% для медленного СВ до 3% для быстрого СВ • Значения He/H по данным STEREO_A для быстрых потоков СВ (~0.1), что значительно превышает данные с КА АСЕ • В работе (Richardson et al., 2005) упоминается расхождение в данных на КА ACE и WIND по He/H (связанно с временным сдвигом данных)

13. Скорость потока ионов • Разница в скорости для протонов и других ионов еще один полезный параметр для разделения медленных потоков СВ и быстрых потоков СВ из КД • Скорость всех ионов одинакова для медленных потоков СВ • В быстром СВ все ионы путешествуют быстрее, чем протоны.

14. Разность скорости протонов и гелия • Разность скоростей протонов и гелия (vHe-vH) возрастает с возрастанием скорости протонов. • Для ACE и STEREO_A наблюдается различие в параметре vHe-vH, которое достигает 40-70 km/s для потоков СВ из КД • Данные с ACE согласуются с данными с • КА WIND (Steinberg et al., 1995): > 400 km/s = -0.9±3.8;400-500 km/s = 6.2±12; >500km/s = 18.±20 • STEREO_A: высокоскоростной СВ из КД (> 500km/s) достаточно хорошо отделим от медленного СВ по параметру vHe-vH

15. Средний заряд ионов железа • Зарядовый состав тяжелых ионов (Z>2) СВ определяет температуру и условия в источника СВ на солнце • В потоках СВ из КД средний заряд Fe (Fe<Q>) от +9 до +10, что говорит о корональных температурах ~1.0-1.2*106K • Небольшой широтный градиент наблюдался в значениях Fe<Q> для протяженных полярных КД • широтах 20-30° средний заряд +9 - +10, на 70-80° - +10 - +11 (Galvin, 1997) • Fe<Q> в медленном СВ варьируется от +8 до +11 (von Steiger et al., 2000) • Fe<Q> равный +16 в потоках СВ, связанных с КВМ, свидетельствует о высоких корональных температурах (Reinard, 2008)

16. Распределение Fe<Q> для 3 КА STEREO_B STEREO_AACE • Зависимость Fe<Q> от скорости протонов выявляет различия в данныхза рассматриваемый период • Galvin et al. (Ann. Geophys.,2009)анализировал среднечасовыеданные по Fe<Q> с КА STEREO_A за 2007-2009 • для скоростей СВ >500 km/s диапазон изменений Fe<Q> от 8.0 до 11.8; для СВ <500 km/s от 8.3 до 10.3 • Разделение потоков СВ по Fe<Q>, полученному на АСЕ в рассматриваемый период времени, не представляется возможным

17. Fe<Q> вразных типах СВ CR 2063 ICME • Качественное поведение данных Fe<Q> для 3 КА : • Slow-Fast – уменьшение Fe<Q> • Fast-Slow – более медленный рост Fe<Q> • Fe<Q> в СВ из больших КД 8 – 10, • Наблюдаемые расхождения в Fe<Q> на разных КА могут возникать из различного положения КА в пространстве • Однако отсутствие вариаций в данных на STEREO_B, скорее всего, связанно с калибровкой данных CR 2066

18. Заключение • Имеется значительная неопределенность во взаимной калибровке и качестве (пропуски в данных) публикуемых данных КА STEREO_A, STEREO_B, ACE • Для высокоскоростных потоков СВ из КД различия составляют • по разности скоростей протонов и гелия до 70 км/с • по плотности гелия до порядка величины • По температуре протонов до 1.5 раз

19. Спасибо за внимание!

20. PLASTIC on STEREO is a Time of Flight mass spectrometer that uses the principles of electrostatic deflection, post acceleration, time-of-flight measurement, energy measurement, and position measurement to determine the bulk parameters and composition of the solar wind and suprathermal ions. • <> The Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) and the Solar Wind Ion Mass Spectrometer (SWIMS) on ACE are instruments optimized for measurements of the chemical and isotopic composition of solar and interstellar matter. SWICS determines uniquely the chemical and ionic-charge composition of the solar wind, the temperatures and mean speeds of all major solar-wind ions, from H through Fe, at all solar wind speeds above 300 km/s (protons) and 170 km/s (Fe+16), and resolves H and He isotopes of both solar and interstellar sources. SWICS measures the distribution functions of both the interstellar cloud and dust cloud pickup ions up to energies of 100 keV/e. SWIMS measures the chemical and isotopic and charge state composition of the solar wind for every element between He and Ni. Each of the two instruments uses electrostatic analysis followed by a time-of-flight and, as required, an energy measurement. • The Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor (SWEPAM) measures the solar wind plasma electron and ion fluxes (rates of particle flow) as functions of direction and energy. These data provide detailed knowledge of the solar wind conditions and internal state every minute. SWEPAM also provides real-time solar wind observations which are continiously telemetered to the ground for space weather purposes. • Electron and ion measurements are made with separate sensors. The ion sensor measures particle energies between about 0.26 and 36 KeV, and the electron sensor's energy range is between 1 and 1350 eV. Both sensors use electrostatic analyzers with fan-shaped fields-of-view. The electrostatic analyzers measure the energy range is of each particle by bending their flight paths through the system. The fields-of-view are swept across all solar wind directions by the rotation of the spacecraft.