научная статья по теме МОДЕЛИРОВАНИЕ ВРЕМЕННОГО ХОДА КОРРЕКТИРОВАННОГО D ИНДЕКСА НА ГЛАВНОЙ ФАЗЕ МАГНИТНЫХ БУРЬ, ГЕНЕРИРОВАННЫХ РАЗНЫМИ ТИПАМИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА Космические исследования

Текст научной статьи на тему «МОДЕЛИРОВАНИЕ ВРЕМЕННОГО ХОДА КОРРЕКТИРОВАННОГО D ИНДЕКСА НА ГЛАВНОЙ ФАЗЕ МАГНИТНЫХ БУРЬ, ГЕНЕРИРОВАННЫХ РАЗНЫМИ ТИПАМИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2015, том 53, № 2, с. 126-135

УДК 523.62-726

МОДЕЛИРОВАНИЕ ВРЕМЕННОГО ХОДА КОРРЕКТИРОВАННОГО

D*t ИНДЕКСА НА ГЛАВНОЙ ФАЗЕ МАГНИТНЫХ БУРЬ, ГЕНЕРИРОВАННЫХ РАЗНЫМИ ТИПАМИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА © 2015 г. Н. С. Николаева, Ю. И. Ермолаев, И. Г. Лодкина

Институт космических исследований РАН, г. Москва nnikolae@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 08.05.2014 г.

В работе выполнено моделирование корректированного (с учетом токов магнитопаузы [9]) D* индекса на главной фазе магнитных бурь, генерированных 4-мя типами солнечного ветра (СВ): МС (10 бурь), CIR (28 буря), Sheath (21 буря), Ejecta (31 буря), аналогично тому, как это было сделано нами ранее для простого Dst индекса [8]. Для идентификации типов СВ использовался "Каталог крупномасштабных явлений солнечного ветра для периода 1976—2000гг." ([1], ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/), созданный на основе данных базы OMNI. Временной ход D* аппроксимировался линейной зависимостью от интегрального электрического поля (sum^), динамического давления (Pj), и уровня флук-

туаций (sB) межпланетного магнитного поля (ММП). Было выполнено 3 вида моделирования D* : 1 — индивидуальными значениями коэффициентов аппроксимации; 2 — коэффициентами аппроксимации, усредненными по типу СВ; 3 — так же, как в 2, но с учетом значений D* индекса, предшествующих началу главной фазы магнитной бури. Результаты моделирования корректированного D* индекса сравниваются с моделированием обычного Dst индекса. В условиях большого статистического

разброса коэффициентов аппроксимации, использование Dst вместо D* на точность моделирования и коэффициент корреляции влияет незначительно. DOI: 10.7868/S0023420615020077

1. ВВЕДЕНИЕ

Настоящая работа посвящена моделированию временного хода корректированного (с учетом

токов магнитопаузы) Б* индекса на главной фазе магнитных бурь, генерированных разными крупномасштабными типами солнечного ветра (СВ), и является продолжением серии работ по исследованию зависимости геомагнитной активности от параметров межпланетной среды [2—7] и процесса генерации магнитных бурь разными типами СВ [8, 9].

Начиная с работы Бартона и др. [10], было показано, что Б^ хорошо моделируется параметрами СВ и ММП. В настоящее время существует большое количество работ, посвященных моделированию магнитных бурь и их предсказанию. Для предсказания Б5, индекса используются разные методики, когда система солнечный ветер-магнитосфера рассматривается, как "черный ящик": искусственные нейронные сети (см. например, [18—20] и ссылки в них), нелинейные авто-регрессионные схемы (см. например, [21, 22] и ссылки в них).

В большинстве работ, посвященных моделированию геомагнитных бурь и их предсказанию (см. например, [10, 12—13, 15—16]), не учитывается тип течения СВ, которым были генерированы магнитные бури. В то же время известно, что разные типы течений СВ по-разному взаимодействуют с магнитосферой (см. например, [2—7, 9, 11, 20, 23— 28]). В качестве примера учета типа солнечного ветра при прогнозе космической погоды можно привести одну из последних работ [29].

В наших предыдущих работах [5—9] мы искали функциональную связь между интенсивностью бури и межпланетными параметрами, и для анализа развития главной фазы магнитных бурь и ее моделирования мы использовали обычный геомагнитный индекс Б^. Однако величина Б^ индекса во время магнитных бурь является результатом изменений в различных токовых системах: кольцевого тока, тока на магнитопаузе и тока хвоста магнитосферы (см. например, [30—31]). Положение магнитопаузы определяется условием равновесия полных давлений в солнечном ветре и внутри магнитосферы. Изменение динамического давления СВ приводит к смещению положения

магнитопаузы в новое положение равновесия, и это изменение сопровождается как изменением положения токового слоя на магнитопаузе, так и изменением его величины. Для учета вклада этого изменения тока магнитопаузы в магнитосферный

Dst индекс предложен корректированный D* индекс, который определяется по формуле D*t = Dst — — b(Pd)1/2 + c, где коэффициенты: b — мера отклика на изменения динамического давления СВ (с ростом динамического давления Pd магнитопауза приближается к Земле и вклад связанного с ней

тока учитывается в D* ); c — мера токов в спокойные дни (например, [10, 12, 13]). Первоначально коэффициенты b и c предполагались постоянными и были получены для спокойного времени по ограниченному интервалу данных СВ в работе [10]. Позднее авторы [12,13] получили новые значения этих коэффициентов, для оценки которых они использовали СВ данные базы OMNI за 30-летний период времени, исходя из предположения их возможной зависимости от величины межпланетного электрического поля (Еу = VBs). Например, в работе [32] авторы показали, что коэффициент b зависит от величины межпланетного электрического поля Еу, и с его ростом (до Еу = = 18 мВ/м) величина b уменьшается в 5 раз по сравнению со спокойным временем (Еу = 0). Однако, различие в величинах коэффициента b, полученных разными авторами по разным наборам данных, укладывается в 50% разброс его величины в работах [10, 12, 13, 32].

Используя для моделирования корректированный D* индекс, мы фактически принимаем во внимание описанный выше физический процесс и его влияние на величину простого Dst индекса.

В предыдущих работах [8, 9] мы учитывали вклад давления СВ в виде аддитивного члена cP-Pd, при этом предполагалось, что вклад этого члена мал (т.е. влияние динамического давления СВ на Dst мало) и может быть аппроксимирован линейным членом. Результаты работы [9] показали, что для CIR и Ejecta этот член нельзя считать малым, и это предположение может быть источником ошибки. Поэтому в настоящей работе мы проводим обработку временного хода корректированного (с учетом токов магнитопаузы) D* индекса, аналогичную той, которую выполнили в работе [9]. Основная задача настоящей работы состоит в том, чтобы получить ответ на вопрос: "Для какого индекса, Dsl или D*, лучше работает наш метод моделирования временного хода развития магнитной бури?".

2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДИКА

В данной работе мы выполняем моделировать*

ние временного хода корректированного D* на главной фазе 90 магнитных бурь (—250 < Dst < < — 50 нТл), индуцированных 4-мя типами течений солнечного ветра: CIR (28 бурь), Sheath (21 буря), МС (10 бурь), Ejecta (31 буря). Из-за от-

п*

сутствия данных по корректированному D* число магнитных бурь от CIR слегка уменьшилось по сравнению с предыдущей статьей [9], но это не повлияло на результаты (см. таблицу).

При моделировании главной фазы магнитной бури используется линейная аппроксимация величины D* индекса главной фазы магнитной бури 3-мя параметрами солнечного ветра: интегралом конвективного электрического поля солнечного ветра sumE,,, динамическим давлением Pd и вариациями межпланетного магнитного поля sB [9]:

Dst(0* = c* + c* • sumEy(i) + c* • Pd(i) + cВ • sB(i),

k=i

sumEy (i) = ^ Ey (k),

(1)

k=1

где I — текущая точка фазы бури, меняется от I = = 1 начало фазы до I = т последняя точка фазы (в Шщ); в 8итЁ'>, — суммирование по к (от начала бури в точке к = 1 до текущей точки фазы к = /). Для каждого типа магнитных бурь моделирование главной фазы проводится в 3 этапа. Сначала определяются индивидуальные коэффициенты

аппроксимации (с*, с*, с*) для главной фазы отдельной бури каждого типа. Затем коэффициенты аппроксимации главной фазы бури усредня-

ются по типу СВ

« 4<4,

на этом

г»45

этапе оцениваются вклады в и* индекс главной фазы отдельных параметров СВ

^cЕ^ •(sumEy) ^c£

sB )) [9]. На 3-м

этапе вносятся поправки, учитывающие предысторию Д* индекса до начала главной фазы магнитной бури. Вместо постоянного среднего зна-

чения коэффициента ус0у, для каждой бури /

(внутри данного типа СВ) были взяты значения

с*О'), рассчитанные из линейной зависимости

коэффициента с*' от величины индекса ауеДй*(/), усредненного по 3-м точкам (1 точка — начало бури и 2 предшествующие точки). Методика обработки подробно описана в работах [8, 9].

Для оценки качества моделирования мы используем (г) коэффициент линейной корреляции и (а) среднеквадратичное отклонение между

Средние и медианные значения коэффициентов аппроксимаций и параметров СВ (со среднеквадратичными отклонениями), а также вклады этих параметров в индексы Б* (обозначены звездочками *) и Б51 (обозначения без звездочек) на главной фазе магнитных бурь для 4-х типов СВ

Тип СВ МС 10 бурь ЗЬеаШ 21 буря СЖ 28/31 бурь Б]ес1а 31 буря

/с*),нТл -32.32 ± 25.6 -28.88 ± 45.1 -38.6 ± 33.7 -40 ± 28

медиана* -20 -20 -35.5 -35

(с) -13.77 ± 14.4 -13.1 ± 28.8 -28.7 ± 30.5 -30.7 ± 23.1

-11 -18 -32 -32

медиана

^еВ^, нТл/В м-1ч -2.04 ± 1.1 -3.4 ± 1.9 -2.98 ± 1.5 -2.1 ± 1.1

медиана* 2 -3 -2.9 -1.7

И -2.55 ± 0.75 -3.2 ± 1.6 -2.82 ± 1.1 -2.3 ± 1.0

-2.4 -3.3 -2.8 -2.2

медиана

^срР^, нТл/нПа -0.8 ± 3.5 0.38 ± 3.4 2.72 ± 3.65 1.9 ± 4.5

медиана* 0 -0.5 2.5 1.6

(с) -0.92 ± 2.9 0.97 ± 3.3 3.3 ± 3.7 2.8 ± 3.9

1 1 2.6 2.8

медиана

(сВ), безрм. 1.29 ± 3.95 -0.57 ± 2.3 -0.53 ± 2.3 -0.4 ± 2.7

медиана* 0 -1.3 -0.6 0

<св) 1.28 ± 3.3 -0.8 ± 1.8 -0.19 ± 1.96 -0.2 ± 2.1

0 -1 0 0

медиана

|8ит£*| / \ 16.24 ± 9.78 16.4 ± 13.5 13.7 ± 10.7 13.3 ± 10.4 15.6 ± 11.8

(8ит£у )

• ^зит -33.12 -55.8 -40.8 -32.8

(ое^ ^яитЕу ^ -41.41 -52.5 -37.5 -35.9

И 3.62 ± 2.27 5.7 ± 5.7 5.4 ± 3.1 4.3 ± 2.7

ы 5.5 ± 3.1

(ер) '(4 -2.89 2.16 14.7 8.2

М {*) -3.33 5.5 18.15 12.04

(„ •) Н 3.07 ± 2.4 5.1 ± 4.1 5.3 ± 3.3 5.4 ± 3.3 3.6 ± 2.5

И (8В*) 3.96 -2.9 -2.8 -1.44

Ь) ■{ ") 3.93 -4.08 -1.03 -0.72

корректированным D* и модельным D*mod индексами [9].

3. РЕЗУЛЬТАТЫ

В таблице для 4-х типов течений СВ (MC, Sheath, CIR, Ejecta) приведены средние и медианные значения коэффициентов аппроксимации

корректированного Ds* индекса главной фазы магнитных бурь ((c*),(c*^c*^c*J со среднеквадратичными отклонениями), средних параметров СВ ((sumE**^J, (sBи их среднеквадратич-

ные отклонения), а также вклады этих параметров (sumE*), (cî) •(P*),(c*) •(sB*):

((c^ ■

в величи-

на коэффициента меняется в пределах 65%

(между самым высоким

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.

Показать целиком