ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2015, том 55, № 4, с. 435-439
УДК 523.62-726
ЗАВИСИТ ЛИ ДЛИТЕЛЬНОСТЬ ФАЗЫ ВОССТАНОВЛЕНИЯ МАГНИТНОЙ БУРИ ОТ СКОРОСТИ РАЗВИТИЯ БУРИ НА ЕЕ ГЛАВНОЙ ФАЗЕ?
© 2015 г. Ю. И. Ермолаев, И. Г. Лодкина, Н. С. Николаева, М. Ю. Ермолаев
Институт космических исследований РАН (ИКИ РАН), г. Москва e-mail: yermol@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 12.03.2015 г.
В настоящей работе мы сравниваем зависимость скорости развития бури |Dstmin|/AT (где AT — длительность главной фазы бури) и длительности восстановительной фазы магнитных бурь, генерированных тремя различными типами межпланетных драйверов: (1, 2) области сжатия CIR и Sheath, и (3) тела выброса корональной массы ICME (магнитные облака и Ejecta). Наш анализ показал, что длительность восстановительной фазы, по-видимому, коррелирует со скоростью развития для бурь, индуцированных Sheath и CIR, и не коррелирует для бурь, индуцированных ICME.
DOI: 10.7868/S0016794015040033
1. ВВЕДЕНИЕ
Как было показано в ряде работ [Huttunen et al., 2002, 2006; Borovsky and Denton, 2006; Pulkkinen et al., 2007; Yermolaev et al., 2010; Guo et al., 2011; Yermolaev et al., 2012a; Liemohn and Katus, 2012; Николаева и др., 2013; Cramer et al., 2013], динамика магнитосферы во время развития магнитных бурь существенно зависит от крупномасштабного типа солнечного ветра (межпланетного драйвера), приводящего к буре. Такими типами драйверов являются следующие типы: тело межпланетных выбросов корональной массы (interplanetary coronal mass ejection — ICME, которые включают магнитные облака MC и Ejecta), и области сжатия перед высокоскоростным потоком солнечного ветра (corotating interaction region — CIR) и перед ICME (Sheath). В недавней работе [Yermolaev et al., 2014] мы показали, что динамика фазы восстановления также зависит от типа межпланетного драйвера. В частности мы обнаружили, что длительности главной фазы и восстановительной фазы коррелируют для индуцированных Sheath и CIR бурь, а для индуцированных MC и Ejecta бурь никакой зависимости нет. В этой статье мы проводим дополнительный анализ тех же самых данных и даем физическую интерпретацию этого результата.
2. МЕТОДИКА
В настоящей работе мы используем тот же набор данных, что и в предыдущих работах [Yermolaev et al., 2012b, 2014]: измерения Dst индекса из базы данных http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/in-dex.html и наш "Каталог крупномасштабных яв-
лений солнечного ветра для периода 1976—2000 гг." [Ермолаев и др., 2009], подготовленный на основе базы OMNI параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля http://omniweb.gsfc. nasa.gov. Детальное описание методики классификации типов солнечного ветра и сопоставления с магнитными бурями представлено в работах [Yermolaev et al., 2010, 2012a, 2012b].
Методика определения длительности главной и восстановительной фаз бури схематически показана на рис. 1в статье [Yermolaev et al., 2014]. Длительность главной фазы AT определяется, как время от первой точки уменьшения Dst индекса до минимума Dst индекса Dstmin. Для того, чтобы учесть наличие быстрой (начальной) и медленной (второй) частей фазы восстановления (см., например, работу [Yermolaev et al., 2014]), мы определили две длительности: начальный временной интервал от минимума Dst индекса Dstmin до (1/2) Dstmin (At1/2 = t((1/2)Dstmin) - t(DstmJ) и более продолжительный интервал до (1/3) Dstmin (At1/3 = = t((1/3)Dstmin) — t(Dstmin)), соответственно. Анализ двух длительностей At1/2 и At1/3 позволяет нам сравнить длительности быстрой и медленной частей фазы восстановления.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ
В предыдущей работе [Yermolaev et al., 2014] мы изучали длительности главной (AT) и восстановительной (At1/2 и At1/3) фаз магнитных бурь, генерированных различными межпланетными драйверами, и обнаружили анти корреляцию длительностей для индуцированных Sheath и CIR бурь. Естественно предположить, что все дли-
436
ЕРМОЛАЕВ и др.
</
а S
3 Ю
1
SHEATH
MC + EJECTA
-I......1_I_I_I......1
100 F MC + EJECTA
<
110
■ V»
1
_i_I_I_i_11111_i_i_i_i_11111_i
100 F CIR
<
10
1
_l_I_I I I I I_I_I_I_I I I I I I_1
100 F SHEATH
<
10
-I_I_I I I I I_I_I_I_I I I I I I_1
10
AiV2, h
100
SHEATH
_l_I_I......1
MC + EJECTA
-I_I_I I I I I_L
EMC + EJECTA
_l_I_I_I_I I I I I_I_I_I_I_I I I I I
fCIR
_l_I_I_I I I I I I
_l_I_I I I I I_I
f SHEATH
_l_I_I......1
-I_I_I I I I I_L
10
AiV3, h
100
Связь скорости развития бури \Dstmin\/AT с длительностями восстановления Atj/2 и Л?1/з для Sheath, CIR и ICME индуцированных бурь.
1
1
1
тельности зависят от величины бури. Однако селекция данных по величине бури уменьшает статистику (число событий в интервале) и точность анализа, и это не позволило нам получить надежные результаты для различных по величине бурь. Поэтому в данной работе мы анализируем новый параметр ^^п|/АТ, который включает в себя и
длительность АТи величину бури Dstmn и является средней производной по времени Dst индекса (или скоростью развития бури) на главной фазе.
Рисунок представляет зависимость между скоростью развития бури |Dstmin|/АT и быстрой и медленной длительностями восстановительной фазы
Коэффициенты корреляции r, вероятность P и аппроксимации для связи скорости развития бури \Dstmin\/AT с длительностями восстановления At1//2 и At1//3 для Sheath, CIR и ICME индуцированных бурь
Тип СВ N At1/2 At1/3
r P W аппроксимация r P W аппроксимация
Sheath 71 0.20 0.90 1.67 ln y = 0.23ln x + 2.15 0.23 0.95 1.97 ln y = 0.24ln x + 1.99
CIR 85 0.21 0.94 1.90 ln y = 0.20ln x + 1.90 0.15 0.73 1.10 ln y = 0.10ln x + 2.08
ICME 158 0.05 0.49 0.66 ln y = 0.07ln x + 2.28 0.09 0.72 1.09 ln y = 0.10ln x + 2.15
Д?1(/2 и Ai1/3 для различных межпланетных драйверов. Три нижние панели (снизу вверх) показывают индивидуальные события для бурь, генерированных Sheath, CIR и ICME, а левые и правые колонки представляют данные для быстрой и медленной длительности. Прямые линии являются линейными аппроксимациями точек в логарифмических шкалах (т.е. степенная аппроксимация данных). Верхние панели представляют только аппроксимации для нижних панелей и позволяют сравнить результаты аппроксимации для разных драйверов. Коэффициенты корреляции r для всех панелей представлены в таблице. Для того, чтобы подчеркнуть статистическую значимость полученных результатов, мы приводим параметр W = 0.5V(N — 3)ln[(1 + r)/(1 - r)] и вероятность P [Bendat and Piersol, 1971]. Аналогичный анализ был выполнен для корректированного Dst* индекса [Burton et al., 1975], и были получены близкие результаты (здесь не приводятся). Из-за пропуска измерений солнечного ветра в базе OMNI число событий и статистическая значимость для корректированного Dst* индекса оказались ниже, чем для измеренного Dst индекса.
Бури, индуцированные Sheath, имеют самую крутую зависимость между скоростью развития бури и обеими (быстрая и медленная) длительностями на фазе восстановления. Несмотря на большой разброс точек, эти зависимости имеют достаточно высокую статистическую значимость (вероятности P = 90 и 95%, соответственно). Бури, индуцированные CIR, имеют близкие параметры для быстрой длительности At1/2, но для медленной длительности At1/3 наклон линии аппроксимации уменьшается с одновременным уменьшением коэффициента корреляции r и вероятности Р. Бури, индуцированные ICME, имеют низкий наклон линий аппроксимации, низкий коэффициент корреляции и низкую вероятность для обеих длительностей восстановления, т.е. зависимость скорости развития бури и длительностями восстановления отсутствует.
4. ОБСУЖДЕНИЕ
Согласно формуле Бартона и др. [Burton et al., 1975] в случае пренебрежения членом, связанным
с распадом кольцевого тока на главной фазе, и многочисленным работам (см., например, [Kane, 2010; Ontiveros, 2010; Weigel, 2010; Yermolaev et al., 2010; Николаева и др., 2013, 2014, 2015]), для различных межпланетных драйверов измеренный и корректированный Dst и Dst* индексы могут быть аппроксимированы линейной функцией интеграла межпланетного конвективного электрического поля Ey = VxBz с высокой точностью (с коэффициентами корреляции 0.98-0.99), т.е. производная Dst индекса пропорциональна электрическому полю Ey: dDst/dt = CEy. Так как величина |Dstmin|/AT приблизительно равна dDst/dt, то полученные результаты свидетельствуют в пользу предположения, что длительности фазы восстановления магнитных бурь, генерированных Sheath и CIR, коррелируют со средней величиной электрического поля (Ey) на главной фазе бури. Так как база OMNI содержит много пропусков в измерении компонент скорости и ММП, число событий, для которых может быть вычислена величина (Ey), мало по сравнению с Dst. Поэтому мы не смогли получить такие результаты с достаточно высокой статистической значимостью и проверить эту гипотезу непосредственно на данных.
Снижение корреляции для медленной длительности At1/3 по сравнению с быстрой длительностью At1/2 для бурь, индуцированных CIR, может быть объяснена тем фактом, что на второй, медленной, части фазы восстановления внешние факторы начинают превалировать над внутренними магнитосферными процессами, и высокоскоростной солнечный ветер после CIR часто характеризуется высоким уровнем возмущенности параметров плазмы и магнитного поля, [например, Hajra et al., 2014], по сравнению с их поведением в ICME после Sheath.
Как было показано раньше [Николаева и др., 2013; 2015], коэффициент связи "межпланетная среда-магнитосфера" между производной Dst индекса и средним электрическим полем (Ey) зависит от типа драйвера. Поэтому более низкая корреляция на рисунке для ICME индуцированных бурь, чем для Sheath/CIR индуцированных бурь, может быть связана с более низким коэффициентом связи для MC/Ejecta индуцирован-
438
ЕРМОЛАЕВ и др.
ных бурь по сравнению с коэффициентами связи для Sheath/CIR индуцированных бурь.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы проанализировали временной профиль Dst индекса для магнитных бурь, индуцированных различными межпланетными драйверами: областями сжатия CIR (85 бурь) и Sheath (71), а также ICME (158). В дополнение к нашей предыдущей работе [Yermolaev et al., 2014], где
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.