ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2010, том 50, № 4, с. 477-485
УДК 550.385.4
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ МАГНИТНЫХ ОБЛАКОВ И ПРОГНОЗ ИНТЕНСИВНОСТИ МАГНИТНЫХ БУРЬ © 2010 г. Н. А. Бархатов, Е. А. Калинина
Нижегородский государственный педагогический университет, Нижний Новгород e-mail: nbarkhatov@inbox.ru Поступила в редакцию 28.06.2009 г. После доработки 03.11.2009 г.
Разработана программа идентификации магнитных облаков в данных патрульного спутника, зарегистрировавшего параметры межпланетной среды вблизи магнитосферы, на основе модели облака в виде бессиловой цилиндрической потоковой трубки. Программа позволяет также по начальным спутниковым измерениям устанавливать все распределение магнитного поля в облаке, приближающегося к Земле. Для этого выполняется выбор модельного облака из предварительно созданной базы в 2000000 модельных облаков, у которого с анализируемым облаком максимален коэффициент корреляции по трем компонентам вектора магнитного поля и минимальны среднеквадратичные отклонения значений компонент магнитного поля и скорости. Полученное распределение магнитного поля в облаке позволит прогнозировать интенсивность магнитной бури, которую это магнитное облако вызовет.
1. ВВЕДЕНИЕ
В 1974 г. по прямым измерениям межпланетного магнитного поля (ММП) на космических аппаратах были обнаружены специфические структурные области межпланетных возмущений, характеризующиеся сильными регулярными ММП и резким фронтом (сильным разрывом) [Иванов, 1974; 2000, Иванов и др. 1974]. Эти области были условно названы "магнитными областями". В дальнейшем, начиная с 1981 г., их стали называть "магнитными облаками" по терминологии, предложенной в 50-х годах Piddington [1959]. Эти выбросы солнечного коронального вещества характеризуются значительным вращением вектора магнитного поля, сильным магнитным полем, низкой температурой ионов и низким динамическим давлением [Burlaga et al., 1981;Bothmer and Schwenn, 1998]. Они могут содержать в своем объеме значительную отрицательную вертикальную Bz компоненту ММП [Echer and Gonzalez, 2004] и вызывать наиболее интенсивные магнитные бури [Wu and Lepping, 2002; Zhang et al., 2004].
Для описания конфигурации магнитного поля внутри магнитного облака была предложена модель бессиловой потоковой трубки (когда токи внутри облака параллельны или антипараллельны силовым линиям магнитного поля) [Goldstein, 1983], которая нашла широкое практическое применение ([Vandas et al., 1995; Vandas et al., 1996; Romashets and Vandas, 2001; Vandas et al., 2002] и ссылки в них). Для более точного соответствия такой модели наблюдаемым магнитным облакам, а также для уче-
та особенностей их движения в межпланетном пространстве, в нее добавляют учет сферического расширения облаков и их взаимодействия с окружающим солнечным ветром [Hidalgo et al., 2002; Hidalgo, 2003].
Модельное представление магнитного поля в магнитном облаке позволяет, путем решения обратной задачи, определять все параметры, которые описывают это поле, а также геометрическую конфигурацию облака, на основе спутниковых измерений плазмы и магнитного поля внутри облака. Таким образом, открывается возможность обнаруживать появление магнитных облаков у магнитосферы Земли и осуществлять прогноз интенсивности магнитной бури, которая может быть вызвана облаком. В данной работе такая возможность осуществляется на основе данных космического аппарата, ведущего регистрацию параметров межпланетной среды вблизи магнитосферы.
Для моделирования конфигурации магнитного поля в облаке нами используется приближение бессиловой цилиндрической потоковой нити. В таком приближении эта модельная конфигурация описывается следующими основными параметрами: магнитным полем на оси облака, его радиусом, расстоянием от оси облака до линии Солнце-Земля (прицельный параметр), ориентацией оси облака относительно плоскости эклиптики и спиральностью магнитного поля. Известно, что для всех этих параметров магнитных облаков, кроме угла наклона их осей к плоскости эклиптики, существуют наиболее вероятные значения,
которые на практике наблюдаются наиболее часто [Zhao et al., 2001]. Например, азимутальный угол оси облака наиболее часто принимает значения порядка ±90°, а магнитное поле на его оси по модулю наиболее часто ~20 нТл.
Геоэффективность магнитных облаков зависит от их ориентации относительно плоскости эклиптики и траектории прохождения через них Земли. Если эта траектория проходит через область облака, где присутствует значительная отрицательная Bz < 0 компонента вектора магнитного поля, то такое облако становится источником сильной магнитной бури [Wu and Lepping, 2002, Zhang et al., 2004]. В случае, когда эта траектория проходит через область облака, где Bz > 0, то магнитная буря не возникает. При этом статистика наблюдений показывает, что присутствует равная вероятность для планеты пройти через области облака вызывающие и не вызывающие магнитную бурю.
Влияние на продолжительность и интенсивность Bz компоненты ММП, которую встретит Земля при прохождении через облако, имеет угол наклона оси облака к плоскости земной эклиптики. Остальные указанные выше параметры влияют или только на продолжительность (например, радиус облака) или только на интенсивность этой компоненты вектора ММП (например, величина магнитного поля на оси облака). В работе [Zhao et al., 2001] проведен качественный анализ влияния параметров облака на его геоэффективность. Авторы используют два уравнения регрессии, одно из которых связывает размер области присутствия Bz компоненты в облаке с углом наклона его к плоскости эклиптики, а второе связывает интенсивность Bz и этот же угол. Они предлагают проводить контроль распределения компонент вектора магнитного поля в облаке, используя модель цилиндрического расширяющегося облака и солнечные наблюдения. Так как не все параметры облака могут быть определены по таким наблюдениям, то предлагается заменять их наиболее вероятными значениями. Такая замена часто может приводить к значительным отклонениям прогнозируемых значений Bz компоненты ММП от их реальных амплитуд.
Ниже описывается разработанный нами метод обнаружения магнитных облаков и вычисления их параметров по данным патрульного спутника, находящегося вблизи магнитосферы. Представлены результаты определения этих параметров по начальным спутниковым измерениям значений компонент магнитного поля при его входе в облако. На основе восстановленной структуры магнитного поля в облаке определяется интенсивность магнитной бури, которая может быть вызвана облаком. При создании данного метода были рассмотрены магнитные облака, зареги-
стрированные на патрульном спутнике АСЕ (1998-2001 гг.) [Lynch et. al., 2003]. Для определения параметров облаков были использованы космические данные с 30 минутным усреднением [http://www.srl.caltech.edu/ACE/, http://cdaweb.gs-fc.nasa.gov/cgi-bin/eval2.cgi].
2. ОБНАРУЖЕНИЕ МАГНИТНЫХ ОБЛАКОВ ПО СПУТНИКОВЫМ ИЗМЕРЕНИЯМ ПАРАМЕТРОВ МЕЖПЛАНЕТНОЙ СРЕДЫ
Для выделения магнитных облаков мы используем описание их структуры на основе модели цилиндрической бессиловой потоковой трубки [Lun-dquist, 1950]. На рис. 1 показано такое облако в солнечно-эклиптической системе координат (XYZ). Конфигурация этой потоковой трубки определяется следующими параметрами: радиусом (Ro, в радиусах Земли Re); магнитным полем на оси цилиндра (Bo, в нТл); расстоянием от оси облака до линии Солнце—Земля (b, в Re); спиральностью магнитного поля в облаке; двумя углами, которые определяют ориентацию оси облака в плоскости эклиптики — полярный угол б (угол между осью облака и плоскостью эклиптики) и азимутальный угол р, отсчитываемый от оси X до проекции оси облака на плоскость эклиптики.
Аналитические выражения, описывающие компоненты вектора магнитного поля внутри модельного цилиндрического облака в солнечно-эклиптической системе координат, содержатся в статье [Бархатов и др., 2009]. На их основе нами создана компьютерная программа обнаружения магнитных облаков по межпланетным параметрам, регистрируемым патрульным спутником вблизи магнитосферы, когда через него проходит магнитное облако. Эта программа осуществляет перебор возможных значений параметров магнитного облака и определяет те параметры, которые наилучшим образом соответствуют значениям компонент вектора магнитного поля, измеряемого на спутнике. Критерием выбора этих параметров является среднеквадратичное отклонение рассчитанного модельного магнитного поля от поля, регистрируемого на спутнике:
X2 = X [(Bx - bM)2 + (By - Bf)2 + + (Bz - Bf)2 ]N-1.
Здесь Bx, By, Bz — экспериментальные данные
компонент вектора магнитного поля, а Bf, Bf, Bf — их модельные значения, N — число точек вдоль траектории прохождения спутника через магнитное облако, в которых проводится такой модельный расчет.
Проверка эффективности работы этой программы проводилась на основе сопоставления
Рис. 1. Цилиндрическое магнитное облако; Х¥Х — солнечно-эклиптическая система координат; ^С, — система координат внутри облака; е — полярный угол (угол между осью облака и плоскостью эклиптики); в — азимутальный угол, отсчитываемый от оси Хдо проекции оси облака на плоскость эклиптики.
полученных ею параметров с параметрами реальных магнитных облаков, которые приведены в работе [Lynch et al., 2003]. Созданная программа из всей совокупности рассматриваемых в этой статье 56 событий, 27 из них определила как магнитные облака. В качестве примера работы этой программы, на рис. 2 показаны три компоненты вектора магнитного поля (Bx, By, Bz) для двух магнитных облаков, зарегистрированных спутником ACE 14.06.1998 и 21.02.2000, а также соответствующие модельные компоненты, определенные с её помощью. В табл. 1 представлены параметры этих двух магнитных облаков (значение магнитного поля на оси облака, его радиус, азимутальный и полярный углы и спиральность магнитного по-
ля), как полученные в работе [Lynch et al., 2003], так и полученные с помощью разработанной нами программой идентификации облаков. хПогт — среднеквадратичное отклонение зарегистрированных и модельных компонент магнитного облака.
Все обнаруженные пр
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.