УДК 523.62-726
МОДЕЛИРОВАНИЕ ВРЕМЕННОГО ХОДА ИНДЕКСА НА ГЛАВНОЙ ФАЗЕ МАГНИТНЫХ БУРЬ, ГЕНЕРИРОВАННЫХ РАЗНЫМИ ТИПАМИ
СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА © 2013 г. Н. С. Николаева, Ю. И. Ермолаев, И. Г. Лодкина
Институт космических исследований РАН, г. Москва nnikolae@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 24.12.2012 г.
В работе приводятся результаты моделирования временного хода Dst индекса на главной фазе 93-х магнитных бурь (—250 < Dst < —50 нТл), вызванных разными типами течений солнечного ветра (СВ): магнитными облаками (МС, 10 бурь), коротирующими областями взаимодействия (CIR, 31 буря), областью сжатия перед межпланетными корональными выбросами (Sheath перед ICME, 21 буря), "поршнями" (Ejecta, 31 буря). Исходными данными для анализа является "Каталог крупномасштабных явлений солнечного ветра для периода 1976—2000 гг." (ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/), созданный на основе данных базы OMNI. Главная фаза магнитных бурь аппроксимируется линейной зависимостью от основных параметров солнечного ветра: интегрального электрического поля sum-Ey, динамического давления Pd, и уровня флуктуаций sB ММП. Для всех типов СВ главная фаза магнитных бурь лучше всего моделируется индивидуальными значениями коэффициентов аппроксимации: высокий коэффициент корреляции и низкое среднеквадратичное отклонение между модельными и измеренными значениями Dst. Точность данной модели выше для бурь от МС, и в ~2 раза хуже для бурь от других типов СВ. Версия модели с коэффициентами аппроксимации, усредненными по типу СВ, хуже описывает вариации измеренного Dst индекса: коэффициент корреляции самый низкий для бурь от МС и самый высокий для Sheath- и CIR-бурь; точность модели самая высокая для бурь от Ejecta и в ~1.42 раза ниже для бурь от Sheath. Введение поправок на предысторию развития начала главной фазы магнитной бури улучшает параметры моделирования для всех типов межпланетных источников бурь: коэффициент корреляции меняется в диапазоне от r = 0.81 для бурь от Ejecta до r = 0.85 для бурь от Sheath; самая высокая точность у бурь от МС, и в ~1.5 раза ниже для Sheath-бурь.
DOI: 10.7868/S0023420613060034
1. ВВЕДЕНИЕ
Данная работа посвящена моделированию временного хода Dst индекса на главной фазе магнитных бурь, индуцированных разными типами течений солнечного ветра (СВ). Она является продолжением серии работ [1—7], посвященных исследованию процесса генерации магнитных бурь разными типами течений солнечного ветра. Опираясь на наши результаты о том, что Dst индекс на главной фазе магнитной бури хорошо аппроксимируется линейной функцией интеграла Bz компоненты межпланетного магнитного поля ММП (заменяемого при обработке данных на суммирование sumBz) или интеграла электрического поля Еу (sumEy) [1—3], мы в предыдущих работах [4—6] показали, что линейный характер зависимости Dst от sumEy в среднем наблюдается для всех типов солнечного ветра, но отличается по величине коэффициентов. Для нескольких типов магнитных бурь, связанных, в основном, с областями сжатия (CIR, Sheath), интенсивность
магнитной бури сильнее растет (Б,, понижается) в подгруппе точек главной фазы с высоким динамическим давлением. На фоне зависимости Б,,, от 8ишЕу на главной фазе магнитных бурь почти для всех типов течений наблюдается очень слабая зависимость от уровня флуктуаций $,В ММП [5, 6].
Отметим, что линейный характер зависимости Б, на главной фазе магнитной бури от интеграла Еу (8ишЕу) следует из работы [8] в случае пренебрежения на главной фазе бури членом, связанным с распадом кольцевого тока. Этот результат подтвержден в ряде работ (без селекции магнитных бурь по типу их источника в солнечном ветре) (см. например, работы [9—11] и ссылки в них).
На основании этих результатов, ранее нами было выполнено моделирование поведения Б,, индекса на главной фазе магнитных бурь, индуцированных магнитными облаками (МС). При этом предполагалось, что ключевую роль для развития главной фазы играет линейная связь между Б, и интегралом электрического поля Еу, а зави-
симости от давления Pd и вариаций sB ММП считались малыми [7]. Полученные результаты показали, что предложенные подходы позволяют не только удовлетворительно описать связь межпланетных параметров МС с динамикой Dst индекса, но и построить прогностические схемы для предсказания величины Dst на 1—2 часа вперед.
В настоящее время существует большое количество работ, посвященных моделированию магнитных бурь и их предсказанию (см. например, [8, 12—19] и ссылки в них). Для предсказания Dst индекса используются разные методики, например, метод фильтров, когда система солнечный ветер-магнитосфера рассматривается, как "черный ящик", искусственные нейронные сети, нелинейные авто-регрессионные схемы (см. например, [20-32].
В подавляющем большинстве работ не учитывается, каким типом течения СВ были генерированы бури. Однако существуют работы, которые показывают, что различные типы течений СВ приводят к разным возмущениям магнитосферы (см. например, [1-6, 33-47].
В одной из последних работ [32] проводится сравнение 6-ти разных моделей [8, 13, 14, 16, 27, 28, 31] по результатам предсказания 63-х сильных магнитных бурь (минимум Dst < -100 нТл), которые были разделены на 4 группы в зависимости от типа их источника в СВ. Отдельно анализировались: 27 sMC-бурь (МС с предшествующей ему быстрой ударной волной), 18 S H событий (область сжатия Sheath), 8 CIR событий (коротирую-щие области взаимодействия), 10 nonMC событий (т.е. тип ICME, но структура поля отличается от МС, т.е. Ejecta). В результате было показано, что TL модель [27, 28] является наилучшей для предсказания Dst индекса сильных магнитных бурь при любом типе источника в СВ, а также для всех 63-х сильных бурь и для всех 139-ти умеренных и сильных магнитных бурь без разделения по типам источников в СВ.
Мы используем традиционное описание динамики бури D^-индексом, для которого имеются длинные однородные ряды данных, несмотря на то, что в его величину могут вносить свой вклад различные токовые системы магнитосферы и ионосферы (см. например, [48, 49]).
В данной работе проверяется возможность аппроксимации главной фазы магнитных бурь, генерированных 4-мя типами течений солнечного ветра, линейной зависимостью от параметров солнечного ветра: интегрального электрического поля sumEy, динамического давления Pd, и уровня флуктуаций sB ММП. Справедливость этих предположений проверяется сравнением результатов расчета с экспериментальными данными и с результатами моделирования в других работах.
Основная цель нашей работы - выявление различий в развитии главной фазы магнитных бурь, источником которых являются разные типы течений солнечного ветра (CIR, Sheath, МС, Ejecta) путем сопоставления результатов моделирования главной фазы для разных типов бурь и оценки вкладов основных параметров СВ в Dst индекс главной фазы бури.
2. ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДИКА
На основе данных базы OMNI для интервала 1976—2000 годов [50] нами были идентифицированы крупномасштабные типы солнечного ветра (см. "Каталог крупномасштабных явлений солнечного ветра для периода 1976—2000 гг." по адресу ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/ и статью [51]). Методика идентификации крупномасштабных течений солнечного ветра состоит в сравнении каждой точки базы данных OMNI [50] с набором пороговых критериев по ключевым параметрам солнечного ветра и ММП и подробно описана в работе [51].
В данной работе из анализа исключались магнитные бури, для которых в базе данных OMNI имелись пропуски измерений, позволяющие рассчитать 3 параметра (Ey, Pd и sB) в период главной фазы магнитной бури. Кроме того, для уменьшения погрешности и улучшения аппроксимации были исключены бури, имеющие коэффициенты аппроксимаций, которые выходят за пределы 2-х среднеквадратичных отклонений от среднего значения [7]. В результате для анализа было отобрано 93 магнитные бури (—250 < Dst < —50 нТл), индуцированные 4-мя типами течений солнечного ветра: CIR (31 буря), Sheath (21 буря), МС (10 бурь), Ejecta (31 буря).
В ряде предшествующих работ [52—54] было показано, что самые сильные (в среднем) магнитные бури, вызванные спорадическими (т.е. совокупностью Sheath + ICME) течениями, связаны с неизолированными событиями, когда расстояние между последовательными межпланетными явлениями (между приходом межпланетных ударных волн и SSC) было менее 40 часов. В данной работе мы не анализировали расстояния между явлениями СВ, но мы сортировали бури и сопоставляли их с источником в СВ следующим образом. Если между минимумами Dst время было больше 24 часов, то бури считались изолированными. Если между минимумами Dst время было меньше 24 час (multi-step storm), то оба минимума считались за одну бурю с интенсивностью, равной минимальному значению Dst. Таких одиночных бурь с двумя минимумами в течение 24 часов было несколько процентов. Поэтому их вклад в общую зависимость незначителен, а уровень Dst
Таблица 1
Тип СВ МС 10 бурь Sheath 21 буря CIR31 буря Ejecta 31 буря
<Cq>, нТл -13.77 ± 14.4 -13.1 ± 28.8 -28.7 ± 30.5 -30.7 ± 23.1
медиана -11 -18 -32 -32
<сЕ>, нТл/мВ м-1 ч -2.55 ± 0.75 -3.2 ± 1.6 -2.82 ± 1.1 -2.3 ± 1.0
медиана -2.4 -3.3 -2.8 -2.2
<сР>, нТл/н Па -0.92 ± 2.9 0.97 ± 3.3 3.3 ± 3.7 2.8 ± 3.9
медиана 1 1 2.6 2.8
<сВ>, безразм. 1.28 ± 3.3 -0.8 ± 1.8 -0.19 ± 1.96 -0.2 ± 2.1
медиана 0 -1 0 0
<sumEy> 16.24 ± 9.78 16.4 ± 13.5 13.3 ± 10.4 15.6 ± 11.8
<Ce> • <sumEy> -41.41 -52.5 -37.5 -35.9
<Pd> 3.62 ± 2.27 5.7 ± 5.7 5.5 ± 3.1 4.3 ± 2.7
<Ср> • <Pd> -3.33 5.5 18.15 12.04
<sB> 3.07 ± 2.4 5.1 ± 4.1 5.4 ± 3.3 3.6 ± 2.5
<cB> • <sB> 3.93 -4.08 -1.03 -0.72
индекса от предыстории учитывается коэффициентом с0 (см. ниже).
При моделировании главной фазы магнитной бури используется линейная аппроксимация величины Б,, индекса главной фазы магнитной бури 3-мя параметрами солнечного ветра: интегралом конвективного электрического поля солнечного ветра 8итЕу, динамическим давлением Рл и вариациями межпланетного магнитного поля зБ [7]:
АЛО = со + cE • sumEy(i) + Ср • Pd(j) + Cb • sB(i),
k=i
sumEy (i) = ^ Ey (k),
(1)
k=1
где I — текущая точка фазы бури, меняется от I = 1 начало фазы
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.