АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2009, том 43, № 2, с. 137-144
УДК 523
ЭМПИРИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ВРЕМЕНИ РАСПРОСТРАНЕНИЯ МЕЖПЛАНЕТНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ
А. Махроуз*, М. Эль-Навави**, М. Хамман*, Н. Ахмед*
*Университет Хелуана, Факультет наук, Отделение физики, Каир, Египет **Университет Каира, Факультет наук, Отделение астрономии, Каир, Египет Поступила 09.08.2007 г. После исправления 09.01.2008 г.
В работе исследуется корреляция между наблюдениями межпланетных корональных выбросов массы (МКВМ), полученными в околоземном пространстве на ИСЗ Wind и Advanced Composition Explorer (ACE) и их "двойниками", корональными выбросами массы (КВМ), наблюдавшимися возле Солнца с коронографом LASCO на ИСЗ Solar Heliospheric Observatory (SOHO) в течение 1996-2002 гг. Эти результаты сравнивались с эмпирической моделью, описанной в работе Gopalswamy и др. (2000; 2001), для того чтобы предсказать время прибытия КВМ на расстояние 1 а.е. В данной работе используется ожидаемый набор данных с расширенным по сравнению с предыдущими работами набором начальных скоростей. Для улучшения точности предсказания времени прибытия все КВМ были поделены на две группы согласно их эффективному ускорению и замедлению. Результаты показывают, что предложенная модель лучше работает для событий с отрицательным ускорением и диапазоном начальных скоростей от 500 км/с до 2500 км/с, в то время как модель, описанная в работах Gopalswamy и др. лучше для начальных скоростей, близких к скорости солнечного ветра.
PACS:96.50.-e, 96.50.Ci, 96.50.Uv, 96.60.ph
ВВЕДЕНИЕ
Геомагнитная буря возникает, когда увеличение переноса энергии солнечным ветром и межпланетного магнитного поля приводят к росту кольцевого тока Земли. КВМ считаются наиболее геоэффективными событиями, приводящими к возникновению геомагнитных бурь, которые могут разнообразно влиять на Землю. Поэтому оценка времени прибытия КВМ в окрестность Земли очень важна для исследования космической погоды.
КВМ порождаются и ускоряются магнитным полем солнечной короны. Во время распространения выброса в пространстве, магнитные силы могут ослабевать и выброс может ускоряться другими процессами. КВМ взаимодействуют с солнечным ветром и другими явлениями (Gopalswamy и др., 2001Ь). Быстрые выбросы замедляются преимущественно солнечным ветром благодаря трению, величина которого пропорциональна квадрату изменения скорости (см. Michalek и др., 2004). Для предсказания времени распространения КВМ до окрестностей Земли необходимо исследовать их свойства в околосолнечном и околоземном пространствах.
Vrsnak и Zic (2007) пришли к выводу, что на время распространения МКВМ сильно влияет скорость солнечного ветра, поэтому это явление должно быть включено в статистические и кинематические методы прогнозирования космической погоды. В работе Sсhwenn и др. (2005) были исследованы не-
сколько выбросов на лимбе, наблюдавшихся коронографом LASCO, в которых лучевая скорость (для подобных событий идентичная скорости в картинной плоскости) и скорость расширения могут быть измерены. Для получения выражения для времени распространения в исследовании МКВМ была использована кинематика вязкого замедления в неподвижной среде. Этот алгоритм, в принципе, позволяет получать рабочие прогнозы времени прибытия ударной волны МКВМ на срок от одного до четырех дней. Стандартное отклонение составило 14 ч.
В работах Gopalswamy и др. (2000a; 2001a) была разработана эмпирическая модель для предсказания времени прибытия МКВМ (именно выброса, а не его ударной волны, если таковая имеется) на расстояние 1 а.е. Модель была основана на сравнении распределения скоростей МКВМ зафиксированных ИСЗ Wind и ACE в околоземном пространстве со скоростями в картинной плоскости КВМ типа гало, наблюдавшихся с коронографом LASCO на ИСЗ SOHO в околосолнечном пространстве. Сравнивая распределения скоростей, Gopalswamy предположил что КВМ испытывают эффективное ускорение, определенное как (u - v)/t, где u - начальная скорость выброса, зафиксированная с LASCO на ИСЗ SOHO в околосолнечном пространстве, v - конечная скорость, зафиксированная ИСЗ Wind, и t -время достижения Земли данным выбросом. Исходя из этого предположения, можно получить ожидаемое соотношение между эффективным уско-
138
MAXPOÛ3 и др.
рением a, и начальной скоростью выброса и, используя кинематическое уравнение:
1 2
S = ut + 2at . (1)
Единственным свободным параметром модели для предсказания времени прибытия КВМ на расстояние 1 а.е. является начальная скорость выброса. Для обобщения модели в работе Gopalswamy и др. (2001а) было высказано предположение, что на некотором расстоянии d между Солнцем и Землей эффективное ускорение прекращает действовать. КВМ распространяются с постоянной скоростью после d1 до некоторой точки околоземного пространства на расстоянии d2. Время распространения в таком случае складывается как сумма времени прохождения t1 расстояния d1 и времени прохождения t2 расстояния d2, т.е. t = t1 + t2. Модель предсказывает время распространения со средней ошибкой 10.7 ч для расстояний, на которых перестает действовать эффективное ускорение, равных 0.1, 0.95, 0.85, и 0.75 а.е.
Смысл попыток аппроксимации, предпринятых SAwenn и Gopalswamy, заключается в том, что ныне используемые эмпирические алгоритмы предсказывают время прибытия МКВМ с ошибками (на уровне 90%) порядка плюс-минус одного дня, что, на самом деле, не является решением проблемы прогнозирования космической погоды (Siscoe, S^-wenn, 2006). Некоторые авторы пытались использовать скорость в картинной плоскости, указанную в каталоге КВМ как основу для прогнозирования времени прибытия (см., например, Gopalswamy и др., 2001b; Michalek и др. 2003; Cane, Richardson, 2003). Однако скорость в картинной плоскости ориентирована перпендикулярно направлению Солнце -Земля и поэтому не полностью отражает лучевую скорость. В работе González-Esparza и др. (2003) было проведено исследование распространения КВМ на расстояние 0.83-1 а.е. с использованием численного моделирования с последующим сравнением с результатами различных эмпирических моделей. В другом методе (Michalek и др., 2004) предполагается, что ускорение перестает действовать, как только скорость КВМ становится равной средней скорости солнечного ветра (~ 450 км/с). Ошибки предсказания времени прибытия, основанного на этих предположениях, составляют 9 и 11 ч для начальных значений пространственной скорости и скорости в картинной плоскости соответственно.
В данной работе используется набор опубликованных данных о КВМ - МКВМ, зарегистрированных с 1996 по конец 2002 гг., который является расширенным, по сравнению с использованными в предыдущих работах, как в отношении количества событий, так и в отношении интервалов начальных скоростей.
ВЫБОР ДАННЫХ
B работе используется список MKBM, зарегистрированных в околоземном пространстве (см. Cane, Richardson, 2003) за период с 1996 по 2002 гг. Список представляет собой обзор 214 MBKM в околоземном солнечном ветре за указанный период. Были выделены пары KBM - MKBM из списка, в случаях, когда возможно было отождествить соответствующие KBM с наблюдениями на LASCO.
Некоторые события были добавлены из каталогов Michalek и др. (2004) и Gopalswamy и др. (2001), для того чтобы дополнить набор данных. B итоге были выбраны 122 пары KBM - MKBM из обоих каталогов за указанный период. Главной причиной выбора этих данных стала их доступность. Bремя прибытия MKBM может быть отождествлено по данным ИСЗ ACE и Wind.
Сами выбросы имеют свойства, радикально отличные от окружающего солнечного ветра. Bо-первых, выбросы часто отделены от плазменной оболочки тангенциальным разрывом (Schwenn, 2006). Их различное происхождение отчетливо видно по различиям элементного состава (Hirshberg и др., 1971), ионизационного статуса (Bame и др., 1979; Schwenn и др., 1980; Henke и др., 1998; Rodriguez и др., 2004), температурного спада (Gosling и др., 1973; Montgomery и др., l974; Richardson, Cane, l995), по уменьшениям интенсивности космических лучей (Cane и др., 1994), появлению двунаправленных распределений энергичных протонов и космических лучей (Palmer и др., 1978) и сверхтепловых электронов (Gosling и др., 1987). Один из главных индикаторов прибытия выброса - это появление аномально низких протонных температур. Для обнаружения такой плазмы в данной работе используется метод, предложенный Richardson и Cane (1993; 1995), основанный на поточечном сравнении наблюдаемой протонной температуры с ожидаемой температурой нормально распространяющегося солнечного ветра. Поскольку одна только низкая протонная температура не может быть существенным индикатором MKBM (Yermolaev, Yermolaev, 2006) в нашей работе обсуждаются именно MKBM.
С другой стороны, магнитные облака (MO) имеют следующие характерные свойства: (1) напряженность магнитного поля выше среднего значения; (2) протонная температура ниже среднего значения; (3) направление магнитного поля равномерно вращается (Burlaga и др.,1988; 2002; 2003a,b; Lepping и др., 1990). Данные о MKBM, зарегистрированных на ИСЗ ACE можно получить на Интернет-сайте http://www.bartol.udel.edu/ ~chuck/ace/ACElists/ob-slist.html.
Данные о KBM, зарегистрированных с LASCO на ИСЗ SOHO и данные Gopalswamy можно получить на Интернет-сайте http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list
Данные о MKBM, полученные в результате исследования плазмы солнечного ветра в экспериментах (Wind/SWE) доступны на сайте ht-tp://web.mit.edu/space/www/Wind/.
Список КВМ-МКВМ пар
Дата (ЬДБСО) Время иТ Скорость КВМ, Км/с Время распространения, ч Ускорение, Км/с2 Дата МКВМ Скорость МКВМ, Км/с
19/12/1996 1630 332 106.5 0.099 23/12/1996 370
6/01/1997 1510 211 85.8 0.806 10/01/1997 460
7/02/1997 0030 804 74.5 -1.282 10/02/1997 460
7/04/1997 1427 830 87.5 -1.142 11/04/1997 470
16/04/1997 0735 247 127.4 0.333 21/04/1997 400
12/05/1997 0630 306 75.5 0.419 15/05/1997 420
21/05/1997 2100 296 129.5 1.4 26/05/1997 381
5/06/1997 2255 417 71.1 -0.182 8/06/1997 370
30/07/1997 0445 124 105.2 0.913 3/08/1997 470
30/08/1997 0130 427 106.5 -0.070 3/09/1997 400
17/09/1997 2028 487 102.5 -0.046 22/09
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.