УДК 523.62-726
СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ВЛИЯНИЯ МЕЖПЛАНЕТНЫХ УСЛОВИЙ НА ГЕОМАГНИТНЫЕ БУРИ. 2. ВАРИАЦИИ ПАРАМЕТРОВ
© 2011 г. Ю. И. Ермолаев, И. Г. Лодкина, Н. С. Николаева, М. Ю. Ермолаев
Институт космических исследований РАН, г. Москва yermol@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 27.01.2010 г.
Исследуется поведение средних значений параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП) и их абсолютных и относительных вариаций во время магнитных бурь, генерированных различными типами солнечного ветра. В настоящей статье, которая является продолжением работы [1], мы на основе архива данных OMNI для периода 1976—2000 годов выполнили анализ 798 геомагнитных бурь с Dst < —50 нТ и их межпланетных источников: коротирующих областей взаимодействия CIR, областей сжатия Sheath перед межпланетными СМЕ; магнитных облаков МС; "поршней" Ejecta, и неопределенного типа источника. Для анализа был использован двойной метод наложенных эпох, в котором за опорные времена взяты моменты начала магнитной бури и минимума Dst индекса. Показано, что совокупность межпланетных источников магнитных бурь по своим медленно и быстро изменяющимся характеристикам разбивается на две основные группы: (1) ICME (MC и Ejecta) (2) CIR и Sheath. Средние значения, абсолютные и относительные вариации в MC и Ejecta для всех параметров оказываются или средними, или ниже среднего (средние значения электрического поля Ey и Bz компоненты ММП по модулю выше), а в CIR и Sheath — выше среднего. Высокие значения относительной вариации концентрации sN/(N) наблюдаются в MC. В то же время высокие значения для относительных вариаций скорости, Bz компоненты и модуля ММП наблюдаются в Sheath и CIR. Заметных различий в соотношениях рассматриваемых параметров для средних и сильных магнитных бурь не наблюдается.
1. ВВЕДЕНИЕ
Настоящая работа посвящена продолжению изучения механизмов передачи энергии от солнечного ветра внутрь магнитосферы и возбуждения геомагнитных бурь. В нашей предыдущей работе [1] мы на основе нашего "Каталога крупномасштабных типов солнечного ветра в 1976—2000 годы" [2] выполнили анализ межпланетных источников 798 магнитных бурь с Dst < —50 нТ на основе архива данных OMNI для периода 1976—2000 годов. В качестве источников бурь были рассмотрены следующие крупномасштабные типы солнечного ветра: 145 магнитных бурь были вызваны событиями CIR, 96 магнитных бурь — Sheath (12 магнитных бурь генерированы областью Sheath перед МС, ShMC, и 84 магнитные бури — областью Sheath перед Ejecta, ShE); 62 магнитные бури связаны с магнитными облаками МС (причем 50 бурь вызваны MC c Sheath и 12 MC без Sheath); 161 магнитная буря связана с событиями Ejecta (115 — Ejecta с Sheath, 46 — Ejecta без Sheath), источник остальных 334 магнитных бурь (т.е. 42% из 798 бурь) оказался неопределенным, главным образом из-за отсутствия в базе данных OMNI полного набора измерений для отдельных интервалов времени. В отличие от наших предыдущих исследований [3—5], в которых мы использовали метод наложенных эпох с (МНЭ) опорным временем (временем эпохи) в начале бури (в онсете)
или в минимуме Dst индекса, в указанной работе [1] для анализа был использован двойной метод наложения эпох (ДМНЭ), в котором за опорные времена были одновременно взяты оба момента времени: моменты начала магнитной бури и минимума Dst индекса, а длительности главных фаз всех магнитных бурь были изменены таким образом, чтобы они стали равными. Это позволило исследовать динамику параметров для бурь с разной длительностью главной фазы. С помощью этого метода было проанализировано временное поведение ряда параметров солнечного ветра, межпланетного магнитного поля (ММП) и магнитосферных индексов на главной фазе магнитной бури, причем раздельно для разных крупномасштабных типов солнечного ветра.
Во многих работах отмечалось, что солнечный ветер носит принципиально турбулентный характер (см., например, материалы международной конференции "Солнечный ветер 12" в 2009 году [6]), и поэтому его турбулентность оказывает влияние на процессы генерации магнитосферных возмущений (см., например, обзоры и недавние работы [7—14], и ссылки в них). Например, Borovsky and Funsten в своей работе [10] показали, что уровень возмущенности магнитосферы, описываемый различными магнитосферными индексами, возрастает при возрастании уровня флуктуаций величины и компонент ММП, причем как при наличии южной,
так и северной компоненты ММП. В ряде работ (см., например, недавние работы [11, 13—17] и ссылки в них) было показано, что на развитие магнитной бури помимо величины (или медленных изменений) различных параметров могут оказывать влияния также и быстрые вариации этих параметров.
Однако эти исследования имели отдельные недостатки. Во-первых, исследовались вариации в основном модуля и компонент ММП без анализа влияния вариаций других параметров. Во-вторых, не учитывались особенности различных типов солнечного ветра, так как анализ проводился без селекции данных по таким типам.
Некоторые из этих недостатков мы пытались преодолеть в нашей предыдущей работе [4], в которой мы исследовали методом наложенных эпох (с началом эпохи в онсете магнитной бури) вариации (1-часовые дисперсии) скорости, температуры, плотности и модуля ММП для магнитных бурь, генерированных CIR, Sheath и ICME. В отличие от предыдущей статьи [4], в настоящей работе мы
1 — используем более развитую классификацию типов солнечного ветра, включающую 2 подтипа ICME: MC и Ejecta;
2 — анализируем данные по двойному методу наложенных эпох, как в предыдущей статье [1];
3 — исследуем вариации 12 параметров солнечного ветра и ММП;
4 — раздельно анализируются условия для умеренных и сильных бурь;
5 — анализируем не только абсолютные значения вариаций, но и относительные (отнесенные к средним значениям соответствующего параметра) значения.
В качестве исходных данных в настоящей статье используется временной ход среднечасовых дисперсий, содержащихся в базе данных OMNI за 1976-2000 гг. [18].
2. МЕТОДИКА
Методика идентификации крупномасштабных типов солнечного ветра подробно описана в нашей работе [2] и состоит в сравнении каждой точки базы данных OMNI с набором пороговых критериев по ключевым параметрам солнечного ветра и ММП. Предполагается, что событие солнечного ветра приводит к магнитной буре, если минимум Dst попадает внутрь интервала события или следует за ним в течение не более 2-х часов.
Данные для интервалов, отселектированных по типам солнечного ветра, обрабатывались методом наложенных эпох с двумя контрольными временами (см. подробнее в статье [1]): время начала магнитной бури (время "0") и время минимума Dst индекса (время "6"). Интервал от времени "0" до "6" содержит искусственно измененные длительности
событий, поэтому, чтобы эти времена отличались от реально измеренного времени, мы даем их в кавычках. В качестве "начала" магнитной бури бралась первая 1-часовая точка резкого уменьшения Dst индекса [3-5]. Для всех событий (интервалов) временная шкала между этими временами разделялась на 5 подинтервалов с равной относительной длительностью, и данные, попавшие в один подинтервал, усреднялись в соответствии с числом точек, попавших в данный подинтервал (их число может быть разным в разных подинтервалах). Данная процедура означает, что для реальных данных временная шкала в диапазоне между точками "0" и "6" менялась линейным образом, но это изменение было небольшим (для 2/3 событий длительность изменилась не более чем на 1/3), так как длительность главной фазы бури в среднем составляет 7 ± 4 часа [2-5]. Временная шкала до времени "0" и после времени "6" осталась без изменений, и в этих интервалах время указывается без кавычек. Преимуществом данного метода является возможность сравнения динамики межпланетных и магнитосферных параметров во время главной фазы магнитных бурь, имеющих разную длительность.
В соответствии с МНЭ данные обрабатывались в интервалах от -12 до "0" и от "6" до +24 часов, при этом учитывалась длительность каждого интервала данного типа солнечного ветра. Согласно нашим результатам длительности различных типов солнечного ветра для интервала 1976-2000 годы составили: 20.6 ± 12.2 часов для CIR, 29.8 ± 20.5 для Ejecta, 28.2 ± 13.4 для MC и 15.7 ± 10.1 для Sheath [2] и близки к средним длительностям этих типов солнечного ветра, приведших к магнитным бурям [3-5, 19]. Поэтому число точек в интервалах усреднения заметно падает (соответственно, ошибка возрастает) к концам выбранного интервала от - 12 до +24, особенно для Sheath.
Единственным принципиальным отличием настоящей статьи от предыдущей [1] является то, что в данной работе проводится анализ не самих параметров плазмы и ММП, а их вариаций (среднечасовых дисперсий), взятых из базы данных OMNI и обозначаемых здесь со знаком s, т.е. яУдля скорости, sT для температуры, sN для концентрации и т.д. Так как дисперсия для части параметров не содержится в базе OMNI, то для них мы были вынуждены для каждого часа i рассчитать вариации исходя из вариаций параметров, входящих в формулы их расчета и содержащиеся в базе OMNI:
[s(T/Texp)]i = (T/Texp)i{[(sT)i/Ti)]2 + [2(s^)]2}1/2 для отношения измеренной температуры протонов к температуре, оцененной по величине скорости,
(sPd)i = (Pd)i{[(sN)i/Ni]2 + [2(sV)i/Vi)]2}1/2 для кинетического давления,
(sP) = (P)i{[(sN)i/Ni]2 + [(sT)i/Ti]2}1/2 для теплового давления,
(sß)i = MCNVNJ2 + [(sT)i/Ti]2 + [2(ВУД]2}1/2 для отношения теплового давления к магнитному и
(sEy)i = (Ey)i{[(sV)i/Vi\2 + [(sBz)i/(Bz)i]2}1/2 для компоненты электрического поля. Далее вариации параметров из базы OMNI и эти рассчитанные вариации обрабатывались по двойному методу наложенных эпох. Полученные результаты представлялись в двух видах: в виде вариаций параметров (дисперсий) и в виде относительных вариаций (вариации, деленные на средние значения параметров для данного типа солнечного ветра).
3. РЕЗУЛЬТАТЫ
Рис. 1 в сжатом виде показывает результаты, более подробно обсуждаемые в предыдущей работе [1], и представляет средние значения ряда параметров солнечного ветра и ММП (левая колонка: V—
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.