научная статья по теме ЗАВИСИТ ЛИ ДЛИТЕЛЬНОСТЬ ФАЗЫ ВОССТАНОВЛЕНИЯ МАГНИТНОЙ БУРИ ОТ СКОРОСТИ РАЗВИТИЯ БУРИ НА ЕЕ ГЛАВНОЙ ФАЗЕ? Геофизика

Текст научной статьи на тему «ЗАВИСИТ ЛИ ДЛИТЕЛЬНОСТЬ ФАЗЫ ВОССТАНОВЛЕНИЯ МАГНИТНОЙ БУРИ ОТ СКОРОСТИ РАЗВИТИЯ БУРИ НА ЕЕ ГЛАВНОЙ ФАЗЕ?»

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Геофизика»