научная статья по теме СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ВЛИЯНИЯ МЕЖПЛАНЕТНЫХ УСЛОВИЙ НА ГЕОМАГНИТНЫЕ БУРИ Космические исследования

Текст научной статьи на тему «СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ВЛИЯНИЯ МЕЖПЛАНЕТНЫХ УСЛОВИЙ НА ГЕОМАГНИТНЫЕ БУРИ»

УДК 523.62-726

СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ВЛИЯНИЯ МЕЖПЛАНЕТНЫХ УСЛОВИЙ НА ГЕОМАГНИТНЫЕ БУРИ

© 2010 г. Ю. И. Ермолаев, И. Г. Лодкина, Н. С. Николаева, М. Ю. Ермолаев

Институт космических исследований РАН, г. Москва yermol@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 27.08.2009 г.

На основе архива данных OMNI для периода 1976—2000 годов выполнен анализ 798 геомагнитных бурь с Dst < —50 нТ и их межпланетных источников — крупномасштабных типов солнечного ветра: CIR (145 магнитных бурь), Sheath (96); магнитные облака МС (62); Ejecta (161), источник остальных 334 магнитных бурь оказался неопределенным. Для анализа был использован двойной метод наложенных эпох, в котором за опорные времена взяты моменты начала магнитной бури и минимума Dst индекса. Подтвержден известный факт, что независимо от вида межпланетного источника начало магнитной бури наступает через 1—2 часа после поворота ММП к югу (Bz < 0), и окончание главной фазы бури и начало восстановительной фазы наблюдаются через 1—2 часа после исчезновения южной компоненты ММП. Также подтвержден ранее полученный результат, что наиболее эффективная генерация магнитной бури наблюдается для Sheath перед MC. На главной фазе бури параметры Bz и Ey в среднем мало изменяются

между началом и концом главной фазы (минимума Dstи D*), в то время как Dstи D* монотонно уменьшаются, приблизительно пропорционально интегралу Bz и Ey по времени. Такое поведение индексов согласуется с предположением, что процесс генерации бури связан не просто с текущим значением Bz и Ey, а обладает памятью о предыстории. Полученные результаты показывают, что использованный двойной метод наложенных эпох может быть успешно применен для изучения динамики параметров на главной фазе магнитных бурь, имеющих разные длительности.

ВВЕДЕНИЕ

Изучение механизмов передачи энергии от солнечного ветра внутрь магнитосферы и возбуждения магнитосферных возмущений является одним из ключевых вопросов солнечно—земной физики. Как показали прямые космические эксперименты в начале 70—х годов прошлого века, основным параметром, приводящим к возмущениям магнитосферы, является отрицательная (южная) Bz компонента межпланетного магнитного поля (ММП) (или электрическое поле Ey = VxBz) [1—4], так как в ее присутствии в магнитосферу начинает поступать энергия солнечного ветра, которая приводит к изменению существующих и генерации новых магни-тосферно-ионосферных токов, изменяющих распределение магнитного поля [5].

Как показали многочисленные исследования, в невозмущенном солнечном ветре ММП лежит в плоскости эклиптики, т.е. Bz близка к 0, и только в возмущенных типах течений солнечного ветра Bz может составлять заметную величину. К таким типам солнечного ветра относятся межпланетные СМЕ (ICME) с областью сжатия перед ними Sheath и область сжатия между медленным и быстрым потоком солнечного ветра (Corotating Interaction Re-

gion, CIR). Поэтому во многих работах было показано, что крупномасштабными межпланетными источниками магнитосферных возмущений являются эти явления (см., например, работы [6—19] и ссылки в них).

Подклассами ICME являются Ejecta и магнитные облака (Magnetic Cloud, МС), различия между которыми состоит в том, что МС обладают высоким и более регулярным ММП [20]. Помимо интенсивности СМЕ на Солнце обнаруженные различия между МС и Ejecta могут быть связаны и с траекторией космического аппарата относительно оси ICME [21]. Разделение МС и Ejecta зависит также от выбора критериев селекции, которые достаточно условны. Несмотря на все эти неоднозначности определения различия параметров в МС и Ejecta существенны [22], например, модуль магнитного поля в МС в среднем в 2 раза, а концентрация и динамическое давление в 1.5 раза, выше, чем в Ejecta. Важно отметить, что, так как размеры ICME в несколько десятков миллионов километров [17, 23] заметно превышают поперечные размеры магнитосферы и расстояния от околоземных космических аппаратов до магнитосферы Земли в несколько десятков тысяч километров, то маловероятна ситуация, когда существенно различались бы гелиосфер-

ные условия, которые были зарегистрированы на космическом аппарате и которые воздействовали на магнитосферу. В подавляющем большинстве работ, посвященных генерации магнитных бурь при разных условиях в солнечном ветре, такого разделения на МС и Ejecta не делается. Мы провели разделение (в период 1976—2000 года наблюдалось 101 МС и 1128 Ejecta [23]) и в настоящей работе анализируем эти явления раздельно.

Хотя в литературе достаточно часто указывалось, что Sheath может генерировать магнитную бурю (см., например, обзор [7] и ссылки в нем), лишь сравнительно недавно Sheath стало предметом отдельного, глубокого изучения (см. [11, 15,16, 22, 24— 28] и ссылки в них). Более того, в ряде работ [9, 15,16, 29] было получено, что во время Sheath процесс генерации бури оказывается более эффективным, чем во время магнитного облака. Тем не менее, во многих работах (см. например, [12, 13, 30, 31]) разделение на ICME и Sheath перед ICME не делается, поэтому их выводы относятся не ICME, а к смеси ICME + Sheath, причем с неизвестной пропорцией между компонентами. В настоящей работе мы не только изучаем роль Sheath в генерации магнитных бурь, но делаем это раздельно для Sheath перед МС и перед Ejecta.

Экспериментальные результаты свидетельствуют, что магнитосферная активность отличается для различных межпланетных типов течений, послуживших источником этих возмущений [12—14, 18, 30—33]. Это может быть связано с необходимостью учитывать влияние других (помимо Bz компоненты ММП и электрического поля Еу) параметров солнечного ветра, динамику изменения параметров, а так же разные механизмы генерации магнитосферных возмущений при разных типах солнечного ветра.

Во многих работах предпринимались попытки сопоставить экстремальные значения Dst и Kp индексов с минимальными значениями Bz компоненты ММП и конвективного электрического поля Еу, однако обнаружить заметные различия в указанных зависимостях для разных типов солнечного ветра не удалось [17]. Этот "peak-to-peak" подход сравнивает только отдельные, экстремальные, точки при развитии процесса и не учитывает саму динамику процесса генерации магнитной бури. Поэтому более плодотворными оказались подходы, использующие метод наложенных эпох (МНЭ), так как он позволяет исследовать наиболее характерные изменения параметров во времени (см. табл. 1). При использовании этого метода часто имеются те же недостатки, которые были указаны выше: (1) не производится селекция по типам межпланетных источников [34— 37], (2) не делается разделение на ICME и Sheath

[12, 13, 30, 31] и (3) не делается разделение ICME на МС и Ejecta [12, 13, 30, 31]. В некоторых работах не учитывается тот факт, что длительности геоэффективных типов течений солнечного ветра значительно короче длительности магнитной бури (например, в недавней работе [17] показано, что длительности Sheath, MC и CIR, генерирующих магнитные бури с Dst < —60 нТ в период 1976—2000 годов, составили 9 ± 4 (для 22 событий), 28 ± 12 (113) и 20 ± 8 (121) часов, соответственно), и приводят параметры солнечного ветра для CIR, Sheath and MC/Ejecta на интервалах 4—10 суток [19, 31, 33, 38, 39]. На наш взгляд такие подходы некорректны и приводят к некорректным выводам, так как полученные результаты относятся не к указанному типу течения солнечного ветра, а к смеси (обычно с неизвестной пропорцией) нескольких типов. Все указанные недостатки использованных методических подходов мы постарались учесть в нашей работе.

Одним из ключевых вопросов использования МНЭ является выбор опорной точки (время "0" или начало эпохи), т.е. того момента процесса, относительно которого совмещаются временные ряды нескольких однородных явлений [11, 17, 37]. Этот выбор существенно влияет на результат исследования, так как, строго говоря, результаты применения МНЭ справедливы лишь вблизи начала эпохи из—за того, что длительности процессов даже для отобранных однородных явлений могут существенно различаться. В большинстве работ, применяющих МНЭ для изучения магнитных бурь (см. табл. 1), в качестве нулевого времени использовался минимум Dst (максимум Кр) индекса [31, 35, 41, 44]. Этот выбор позволяет исследовать конец главной фазы бури и начало фазы восстановления, однако с его помощью нельзя исследовать межпланетные причины начала магнитной бури (onset), так как длительность между началом и окончанием главной фазы бури может меняться от 2 до 15 часов со средней длительностью около 7 часов [11, 16, 47, 48], и при совмещении временных рядов по минимуму Dst (максимуму Кр) индекса внутри интервала длительностью несколько часов около —7 часов от нулевого времени будут усредняться параметры, относящиеся как к параметрам до начала бури, так и к параметрам после начала. Тем не менее, такой подход был использован в ряде работ (см. табл. 1). Выбор в качестве нулевого времени для МНЭ времени начала бури (onset) позволяет исследовать причины магнитных бурь и начальную фазу развития бури вблизи ее начала. Этот подход, например, показал, что бури, генерированные Sheath, имеют более крутую главную фазу бури, чем бури, генерированные другими типами солнечного ветра [16, 18].

Таблица 1. Список работ с использованием метода наложения эпох и полученные в них результаты по межпланетным условиям, приводящим к магнитным бурям

N Число (Годы) Нулевое время Селекция СВ и ММП Ссылка

1 538(1963-1991) начало бури нет В, Bx, By, B, V T, n, Pd [40]

2 120(1979-1984) минимум Б, нет Bz, n, V [41]

3 150(1963-1987) поворот Бг нет Bz, Pd [42]

4 305(1983-1991) начало бури нет Bz, Pd [43]

5 1085(1957-1993) минимум Б, Б, Bz, Pd [44]

6 130(1966-2000) начало бури нет В, Bx, By, Bz, |BJ, |By|, BZI, V, n, Pd [45]

7 623(1976-2000) начало бури и минимум Б, типыа СВ В, Bx, By, Bz,V T, n, Pd, nkT, P, T/Tex [11, 15, 16, 46]

8 78(1996-2004) минимум Б, типыб СВ В, Bz, dB/B, V, T, n [38]

9 549(1974-2002) минимум Б, дав В, Bx, By, Bz, |BxI, |By|, By, Bs, VBS, V, T, n, Pd [35]

10 623(1976-2000) начало бури типыа СВ стВ, CTV ctT, an [17]

11 28(1997-2002) начало бури и минимум

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