КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2007, том 45, № 6, с. 489-498
УДК 523.62-726
СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ГЕЛИОСФЕРНЫХ УСЛОВИЙ, ПРИВОДЯЩИХ К МАГНИТНЫМ БУРЯМ. II
© 2007 г. Ю. И. Ермолаев, М. Ю. Ермолаев, И. Г. Лодкина, Н. С. Николаева
Институт космических исследований РАН, г. Москва Поступила в редакцию 15.08.2006 г.
Настоящая работа является продолжением исследования поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля вблизи онсета геомагнитных бурь для различных типов течений солнечного ветра [1]. Для анализа используются данные базы OMNI для периода 1976-2000 годов. Были определены типы течений солнечного ветра, и моменты начала (онсеты) магнитных бурь распределились по типам солнечного ветра следующим образом: CIR - 121 буря, Sheath - 22, MC - 113 и "неопределенный тип" - 367. Возрастание вариаций (часовых дисперсий) концентрации и модуля ММП наблюдается за 5-10 часов до онсета только в течениях Sheath. Для бурь, связанных с CIR, Sheath и MC , зависимость между минимумом ^-компоненты ММП и минимумом D^-индекса и зависимость между электрическим полем Ey солнечного ветра и минимумом ¿„.-индекса более крутые, чем для "неопределенного" типа солнечного ветра. Наиболее крутая зависимость Dst от Bz наблюдается в течениях типа Sheath, а наиболее крутая зависимость Dst от Ey наблюдается в течениях типа MC.
PACS: 96.50.Uv, 96.50.Qx, 94.30.Lr
Настоящая статья представляет собой вторую часть работы, посвященной изучению параметров межпланетной среды перед началом магнитной бури. В первой части работы [1] мы исследовали методом наложения эпох поведение параметров солнечного ветра (СВ) и межпланетного магнитного поля (ММП) перед 625 магнитными бурями с Dst < -60 нТ в период 1976-2000 годов по данным базы OMNI. Для интервалов, включающих период перед бурями и после ее начала, были определены типы течений солнечного ветра, и моменты начала (онсеты) магнитных бурь распределились по типам солнечного ветра следующим образом: CIR (область сжатия в интерфейсе быстрого и медленного потоков - Corotating Interaction Region) - 121 буря, Sheath (область сжатия между невозмущенным солнечным ветром и телом магнитного облака) - 22, MC (магнитное облако) - 113 и "неопределенный тип" - 367. К "неопределенному типу" были в основном отнесены либо интервалы, для которых отсутствие каких-либо параметров не позволяло провести надежную идентификацию типа течения, либо явление имело настолько сложный характер, что не позволило однозначно выделить продолжительные интервалы какого-нибудь одного из приведенных типов течений. Основной полученный в работе [1] результат состоит в том, что наименьшие значения ^-компоненты ММП наблюдаются в МС, в то время как наименьшие значения d^-индекса достигаются в Sheath. Таким образом, наибольшие магнитные бури в среднем возбуждаются во время Sheath, а не во время тела МС. Полученные
данные показали, что одной из возможных причин этого могли быть более высокие значения давления в Sheath перед бурей по сравнению с другими типами солнечного ветра.
Вопросу о связи между минимумом в2-компо-ненты ММП и Dst -индексом посвящено много работ, при этом большая их часть изучает процессы, протекающие внутри магнитосферы при отрицательной в2-компоненте ММП, не обращая внимание на то, какими типами межпланетных возмущений эти магнитные бури были генерированы (см. например, [2, 3] и ссылки в них). Лишь в небольшом числе работ анализируется связь этих параметров (минимума в2-компоненты ММП и d^-индекса) в определенных типах потоков солнечного ветра: например, в магнитных облаках MC [4-8], CIR [9, 10] или в потоках за межпланетными ударными волнами (МУВ) [11]. Однако ни в одной из них не проводилось сравнение этих зависимостей в разных типах солнечного ветра.
В многочисленных научных исследованиях было показано, что ключевым параметром, приводящим к магнитным бурям, является компонента индуцированного электрического поля Ey = VxBz (Vx -радиальная компонента скорости) солнечного ветра при отрицательной в2-компоненте межпланетного магнитного поля (см. работы [3, 12-14] и ссылки в них). Поскольку вариации Ey в основном связаны с вариациями в2-компоненты, то поведение Ey вблизи онсета магнитных бурь оказалось аналогичным поведению в2-компоненты (см. рис. 10 в статье [1]), и мы для экономии места эти резуль-
таты не привели. Зависимости минимума d^-ин-декса от электрического поля исследовались в ряде работ [4, 5, 9, 15, 16], и мы ниже проводим сравнение с ними наших результатов.
В литературе часто высказывается гипотеза, что одним из параметров, способствующих возбуждению магнитных бурь, может быть наличие колебаний некоторых параметров солнечного ветра (плотности, скорости, температуры) и межпланетного магнитного поля [17-21]. Однако этот вопрос также не обсуждался в нашей предыдущей работе. Поэтому в настоящей работе мы подробно обсудим влияние на возбуждение магнитных бурь (1) колебаний параметров солнечного ветра и ММП, (2) величины ^-компоненты ММП и (3) электрического поля Ey в разных типах солнечного ветра.
МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ
Данные и методика селекции интервалов разных типов солнечного ветра и статистической обработки данных были подробно описаны в предыдущих работах [22, 1]. В базе данных OMNI помимо среднечасовых значений параметров СВ и ММП содержатся для некоторых параметров и среднеквадратичные отклонения за час, которые вычислялись при вычислении средних значений этих параметров. Значения среднеквадратичных отклонений скорости, температуры и концентрации солнечного ветра и модуля ММП мы обработали по той же методике, как и в предыдущей статье, и используем в качестве меры изменчивости параметров вблизи онсета магнитной бури в различных типах солнечного ветра (см. рис. 1-4).
На рис. 1 показан временной ход среднеквадратичного отклонения модуля магнитного поля SB аналогично тому, как это было сделано в предыдущей работе [1], т.е. методом наложения эпох для 4 категорий СВ: (а) "неопределенный" тип, (б) CIR, (в) Sheath и (г) MC. Ноль на оси абсцисс соответствует началу (онсету) магнитной бури, полученному по началу понижения d^-индекса. При этом на каждой из панелей штриховой линией показан ход этого параметра для всех магнитных бурь (т.е. без селекции по типу СВ), средней линией - поведение параметра для соответствующего типа СВ, а верхней и нижней
(часть этой линии может отсутствовать, если не помещается на рисунке в выбранном масштабе) -среднестатистический разброс этого параметра. Аналогичным образом представлены результаты на рис. 2-4 для вариаций концентрации sn, температуры ST и скорости SV солнечного ветра. На рис. 1 видно, что значительные вариации модуля ММП (около 5-7 нТ) перед онсетом (за 6-10 часов) наблюдаются лишь в Sheath, в остальных типах солнечного ветра они незначительны как перед онсетом, так и в его момент.
Рис. 2 показывает значительный пик вариации концентрации SN (5-7 см-3) за 5-8 часов до начала магнитной бури в Sheath, при этом в сам момент онсета в CIR, Sheath и MC наблюдается увеличение вариаций концентрации, хотя и не столь значительное (2- 4 см-3), как за 5-8 часов до начала магнитной бури в Sheath.
Как видно на рис. 3 и 4, незначительные возрастания вариаций скорости SV (~20 км/с) и температуры ST (~5 ■ 104 K) наблюдаются в периоды 2-4 и 8-10 часов перед онсетом в Sheath и за 3-6 часов до онсета в MC.
Зависимость между минимумом ^-компоненты ММП и минимумом d^-индекса показана на рис. 5. Штриховой линией показана аппроксимация аналогичных данных в работе [2]. Наша аппроксимация данных (штрих-пунктирная линия) оказалась менее крутой, по-видимому, потому, что из-за отсутствия данных в базе OMNI в наш набор практически не попали сильные магнитные бури с Dst < < -300 нТ. Поэтому мы добавили на рис. 5 данные последних экстремальных событий в октябре-ноябре 2003г. [23, 24] и ноября 2004 г. [25] с Dst < -400 нТ. Та же зависимость, но раздельно для разных типов солнечного ветра показана на рис. 6. Этот рисунок демонстрирует, что зависимости между ^-компонентой мМп и d^-индексом более крутые в CIR, MC и Sheath, чем в "неопределенном" типе, и хотя различия с учетом большого разброса данных для прямых ClR, MC и Sheath невелики, наиболее крутая зависимость наблюдается для Sheath (см. табл. 1, в которой представлены результаты линейной аппроксимации для различных типов течений солнечного ветра).
Таблица 1. Линейные аппроксимации зависимости минимума Дгиндекса от —¿-компоненты магнитного поля и £у-компоненты электрического поля в разных типах солнечного ветра по базе OMNI за период 1976-2000 годов
Тип СВ Зав-ть от Bz Число точек Зав-ть от Ey Число точек
Не определен Dt = 3.4BZ - 53 138 Dst = -7.0Ey - 53 109
CIR Dst = 6.8Bz - 15 87 Dst = -10.8Ey - 53 80
Sheath Dst = 7.1Вг - 26 11 Dst = -10.9Ey - 33 8
MC Dst = 6.4BZ - 26 86 Dst = -12.8Ey - 27 75
SB, нТ
Время, часы
Рис. 1. Временной ход часовой дисперсии модуля магнитного поля, полученный для всех событий (серая штриховая линия на всех панелях), для "неопределенного типа" (а), CIR (б), Sheath (в) и МС(г). На панелях а-г центральная линия показывает поведение среднего, а верхняя и нижняя линии отстоят от средней на величину дисперсии.
SN, см-3
Время, часы
Рис. 2. То же, что на рис. 1 для часовой дисперсии концентрации солнечного ветра.
Время, часы
Рис. 3. То же, что на рис. 1 для часовой дисперсии температуры протонов солнечного ветра.
Время, часы
Рис. 4. То же, что на рис. 1 для часовой дисперсии скорости солнечного ветра.
Рисунок 5 показывает, что, либо зависимость между минимумом ^-компоненты ММП и минимумом Дгиндекса не является линейной (она становится более крутой с ростом ^-компоненты),
либо требуется учитывать дополнительные факторы, влияющие на величину магнитной бури. Как показывают рис. 7, 8, зависимость минимума Дгиндекса от величины электрического поля Еу
Dst, нТ
-100
-200
-300
-400
-500
N = 325 Dst = 5.8 Bz - 32
♦ ♦ ♦ ч
< ♦ ♦ .4
20.XI.2003 +
+
S.XI.2004
Dst = 7.8 Bz +10 [2] +
29.X.2003
-50
-25
Bv нТ
Рис. 5. Зависимость минимума Д^-индекса от минимума ^-компоненты межпланетно
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.