научная статья по теме ВАРИАЦИИ ПЛОТНОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В МАГНИТНЫХ ОБЛАКАХ Геофизика

Текст научной статьи на тему «ВАРИАЦИИ ПЛОТНОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В МАГНИТНЫХ ОБЛАКАХ»

ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2015, том 55, № 4, с. 445-456

УДК 524.1-352

ВАРИАЦИИ ПЛОТНОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

В МАГНИТНЫХ ОБЛАКАХ

© 2015 г. А. В. Белов, А. А. Абунин, М. А. Абунина, Е. А. Ерошенко, В. А. Оленева, В. Г. Янке

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН (ИЗМИРАН), г. Москва, г. Троицк e-mail: abelov@izmiran.ru Поступила в редакцию 04.12.2014 г. После доработки 26.02.2015 г.

Исследованы особенности поведения галактических космических лучей в тех событиях, когда в межпланетных возмущениях у Земли наблюдались магнитные облака. Показано, что в большинстве случаев (но не во всех) поведение плотности космических лучей в магнитном облаке у Земли можно описывать простой параболической зависимостью от расстояния, измеряемого в гирорадиусах. Большинство магнитных облаков модулируют космические лучи, уменьшая их плотность, но есть группа событий (приблизительно 1/5 часть), в которых плотность космических лучей в магнитном облаке возрастает. Экстремум (минимум или максимум) плотности космических лучей чаще располагается ближе к центру облака, а не по его краям. Рассмотрен ряд факторов, дающих вклад в модельное описание, и проведены оценки этих вкладов.

DOI: 10.7868/S0016794015040021

1. ВВЕДЕНИЕ

Магнитное облако (МО) [Burlaga et al., 1981; 2002] приходит к Земле, сохраняя элементы структуры солнечного волокна. Как было показано, например, в работах [Zhang et al., 2013; Xie et al., 2013], все ICME (межпланетные продолжения ко-ронального выброса массы — CME), содержат структуру жгута (fluxrope), определяющую магнитное облако. Но не во всех событиях такая ква-зи-цилиндрическая структура может быть надежно зарегистрирована. Если Земля пересекает выброс в его периферийной части (а таких событий большинство), магнитные облака, как правило, не наблюдаются [Yashiro et al., 2013]. Второй причиной отсутствия МО в ICME может быть взаимодействие двух или нескольких межпланетных возмущений, разрушающее структуру магнитного облака. Самостоятельное разрушение МО исключено [Zhang et al., 2013], но взаимодействие с фоновым солнечным ветром сжимает эту структуру, не меняя топологию линий магнитного поля. Таким образом, наблюдая МО, мы видим, практически, ту структуру волокна, которая существовала на Солнце и которая заметно выделяется на фоне обычного солнечного ветра. Именно в МО чаще всего бывает большая Bz компонента, поэтому значительная доля больших геомагнитных бурь возникает при прохождении МО, а индексы геомагнитной активности в эти периоды (Dst, Kp) как правило, бывают самые высокие. Richardson and Cane [2010] составили самый пол-

ный на данный момент каталог CME-ICME c идентификацией магнитных облаков и показали, что выбросы с магнитными облаками более геоэффективны, чем другие транзиентные события: 43% бурь вызывалось в присутствии МО, и только 18% генерировалось ICME без МО.

Основные свойства межпланетного возмущения, включающего МО, отражены на рис. 1, где область МО отмечена двумя вертикальными линиями. По различным источникам можно выделить изменения межпланетных параметров, характерные для магнитного облака [Kim et al., 2013]:

• возросшая напряженность межпланетного магнитного поля (ММП)

• уменьшение вариаций магнитного поля (МП);

• ненормально низкая температура протонов (Т);

• тренд (спад) скорости солнечного ветра;

• понижение плотности плазмы;

• возросшее отношение Fe/O;

• двунаправленный поток электронов.

Эти признаки могут проявляться не все одновременно, но присутствие 2—3 из них уже выделяет структуру МО из окружающего солнечного ветра [e. g., Gosling, 1990].

Магнитные облака тесно связаны с Форбуш-понижениями (ФП) космических лучей (КЛ) [Barnden, 1973; Белов и др., 1976]. Поскольку Форбуш-понижения возникают при расширении частично закрытых магнитных структур в солнеч-

02.10

02.11

В

U л н о о

IS

о

15

10

1 1 T О N

л- Beta

» А « о о / \ \ 1г f -

w ХбсЛ\ àrir-àràrà. dJà

1.2 0.8 0.4

0

H

о

тз

05

С а

5

40

£

« 30

£ о

о «

«

о «

р

с

св

я

20

10

10

20

МО

B oSw LBx vßy Bz

600

550

500

О w о тз о о

s

С а

450

400

02.10 02.11 Дни 1997 года

Рис. 1. Пример магнитного облака по данным межпланетных измерений в феврале 1997 г.

0

ном ветре [Lockwood, 1971; Cane, 1993; Belov et al., 1997; Belov, 2009; Richardson and Cane, 2010], а MO — это наиболее очевидный пример такой структуры, естественно ожидать наиболее глубокое падение плотности КЛ именно внутри магнитных облаков. На этом основана концепция двухступенчатых ФП [Barnden, 1973; Wibberenz et al., 1998], в которой второй, более глубокий, спад плотности связан с МО.

Воздействие МО на галактические КЛ рассматривалось в ряде работ: [Badruddin et al., 1986; Zhang and Burlaga, 1988; Lockwood et al., 1991; Cane, 1993; Singh and Badruddin, 2007; Abunin et al., 2013], где были получены неоднозначные результаты. Настоящая работа отличается от предыдущих тем, что для исследований использовались данные по плотности КЛ определенной жесткости за пределами атмосферы и магнитосферы Земли, полученные методом глобальной съемки (GSM) [Belov et al., 2005]; было исследовано существенно большее число событий CME/ICME, чем в предыдущих работах, что позволило провести статистический анализ. И, наконец, имеются некоторые методические отличия, о которых будет сказано ниже.

Изучение МО может помочь в прогнозировании развития возмущений солнечного ветра и их геоэффективности. Можно попытаться предугадывать поведение Bz компоненты, имеющей решающее значение для развития геомагнитной бури. Bothmer and Schwenn [1998] пытались делать это, изучая структуры МО с помощью цилиндрических моделей. Если бы у нас была хорошая модель МО, можно было бы по началу МО предсказывать его развитие, поэтому создание таких моделей актуально.

По-видимому, значительная часть магнитных облаков, наблюдаемых у Земли, имеют квази-ци-линдрическую геометрию. Это согласуется и с современными представлениями о том, что внутренняя часть выброса — это первоначально солнечное волокно, устроенное как длинный цилиндр, жгут. Это согласуется и с наблюдениями возмущений солнечного ветра у Земли, и с успешными попытками моделировать магнитные облака как цилиндрические образования. Речь, разумеется, идет не обо всем облаке, а о его небольшой околоземной части. Именно ее удается представить в виде квазицилиндра и использовать эту модель, в том числе и для предсказания

дальнейшего развития возмущения. Такие модели успешно использовали для описания поведения космических лучей в магнитном облаке [Ku-wabara et al., 2009]. При этом предполагается, что влияние на КЛ выделенной ограниченной околоземной части ICME, можно вычленить из общей модуляции, создаваемой всем межпланетным возмущением.

Целью данной работы является проверка применимости простейшей параболической модели к описанию поведения плотности КЛ в большом числе магнитных облаков и получить как можно более полную информацию о влиянии МО на космические лучи. В данной работе при моделировании мы рассматриваем поведение только изотропной части вариации КЛ, т.е. плотности КЛ. В простейшем случае вблизи центра МО должен наблюдаться минимум плотности КЛ, а к его краям плотность должна повышаться. Функцией, способной отобразить такое распределение, является парабола. В теоретических моделях решение дается более сложными функциями, но можно показать, что в первом, достаточно хорошем, приближении они совпадают с параболой. Заметим, что параболическое представление не требует цилиндрической геометрии, а годится (по крайней мере, в первом приближении) для любой зависимости с одним минимумом.

Очень часто, когда Земля находится в МО, на ней наблюдается магнитная буря, а в вариациях КЛ, регистрируемых наземными детекторами, наблюдаются так называемые магнитосферные вариации КЛ [Dorman, 2010]. Главная их часть обусловлена изменением жесткости геомагнитного обрезания в пунктах наблюдения, при этом возникает переменное, зависящее от уровня геомагнитной активности, приращение скорости счета, что может создавать нежелательный эффект при построении модели воздействия МО на вариации КЛ, и это следует учитывать. В работе исследован вклад в модель различных факторов, а также особенности распределения плотности КЛ внутри магнитного облака.

2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ

Для анализа событий в основном использовался каталог ICME [Richardson and Cane, 2010] за 1996—2009 годы (наиболее полный каталог межпланетных возмущений за эти годы), в котором представлены основные параметры межпланетных возмущений, их солнечные источники и сопутствующие геомагнитные эффекты. При составлении своего каталога Richardson and Cane использовали список магнитных облаков, наблюдавшихся на спутнике WIND (http://wind. nasa.gov/mfi/mag_cloud_pub1.html) и другие списки [Gosling, 1990; Huttunen et al., 2005]. Заметим, что имеются и другие каталоги, которые мо-

гут быть полезны в статистических исследованиях магнитных облаков, например каталог [Ермолаев и др., 2009], доступный на сайте (ftp://ftp.iki. rssi.ru/pub/omni/).

Из каталога Richardson and Cane, мы выбрали события, вошедшие в наш собственный каталог Форбуш-эффектов, таким образом, наша выборка составила 99 событий. В качестве данных о космических лучах мы использовали вариации плотности и анизотропии КЛ с жесткостью 10 ГВ, полученные вариантом метода глобальной съемки (GSM) [e.g., Belov et al., 2005] по данным мировой сети нейтронных мониторов. Вариации плотности и анизотропии космических лучей за пределами атмосферы и магнитосферы земли, полученные GSM-методом намного удобнее и эффективнее для исследования гелиосферных процессов, чем данные любого отдельного детектора КЛ. На основе этих данных в ИЗМИРАНе создана база данных по Форбуш-эффектам и межпланетным возмущениям, включающая характеристики КЛ и межпланетных возмущений, а также индексы геомагнитной активности и параметры солнечных источников почти по 6500 событиям. Эта база данных давно и широко используется нами, в том числе и в данной работе, но, к сожалению, к ней пока нет открытого

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

Пoхожие научные работыпо теме «Геофизика»