научная статья по теме ЗАВИСИМОСТЬ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ ВО ВРЕМЯ МАГНИТНЫХ БУРЬ ОТ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ДЛЯ РАЗНЫХ ТИПОВ ТЕЧЕНИЙ. 2. ГЛАВНАЯ ФАЗА БУРИ Геофизика

Текст научной статьи на тему «ЗАВИСИМОСТЬ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ ВО ВРЕМЯ МАГНИТНЫХ БУРЬ ОТ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ДЛЯ РАЗНЫХ ТИПОВ ТЕЧЕНИЙ. 2. ГЛАВНАЯ ФАЗА БУРИ»

УДК 523.62-726

ЗАВИСИМОСТЬ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ ВО ВРЕМЯ МАГНИТНЫХ БУРЬ ОТ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ДЛЯ РАЗНЫХ ТИПОВ ТЕЧЕНИЙ. 2. ГЛАВНАЯ ФАЗА БУРИ © 2012 г. Н. С. Николаева, Ю. И. Ермолаев, И. Г. Лодкина

Учреждение РАН Институт космических исследований, г. Москва e-mail: nnikolae@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 28.09.2010 г. После доработки 24.06.2011 г.

В работе анализируется развитие главной фазы магнитных бурь с Dst < —50 нТл, межпланетным источником которых являются 8 типов течений солнечного ветра: магнитные облака МС (17 бурь), ко-ротирующие области взаимодействия CIR (49 бурь), "поршни" Ejecta (50 бурь), область сжатия перед "поршнем" ShE (34 бури), область сжатия перед магнитным облаком ShMC (6 бурь), все области сжатия перед "телом" 1СМЕ, ShE + ShMC (40 бурь), все "тело" 1СМЕ, MC + Ejecta (67 бурь), а также неопределенный тип течения IND (34 бури).

Оценки пороговых значений интегрального электрического поля sumEy для достижения уровня интенсивности умеренных (Dst < —50 нТл) и сильных (Dst < —100 нТл) магнитных бурь указывают на тенденцию их зависимости от типа источника магнитной бури. Можно предположить, что, в среднем, области сжатия перед "телом" 1СМЕ имеют пороговые значения в 1.5 раза ниже, чем сами тела 1СМЕ.

1. ВВЕДЕНИЕ

Настоящая работа является продолжением серии наших работ [Ермолаев и др., 2007а, б] и следующей частью недавней работы [Николаева и др., 2011], в которой мы на основе каталога крупномасштабных типов солнечного ветра, созданного с использованием базы ОМ№ за период 1976—2000 г. [Ермолаев и др., 2009], провели исследование зависимости максимальных значений геомагнитных индексов | Дй| и АЕ (являющиеся мерами интенсивности кольцевого и аврорального токов), наблюдаемых во время магнитных бурь, от максимальной величины межпланетного электрического поля Еу = VxBz, где Ух — скорость солнечного ветра и Bz - компонента межпланетного магнитного поля (ММП). Анализ был сделан раздельно для 8 категорий магнитных бурь, вызванных разными типами течений солнечного ветра: С1Я - 86 бури, МС - 43 бури, 8ИМС - 8, Б]ее1а - 95, - 56, МС + Е]ее1а - 138, 8ИМС + + - 64, и неопределенный тип - 75 бурь. Использование ("реак-Ш-реак") метода сопоставления "пиковых" значений Еу и позволило получить некоторые интересные результаты. В частности, было показано, что почти для всех типов солнечного ветра, кроме МС и МС + Б]ее1а, связь между индексом (Лй в минимуме главной фазы магнитной бури) и электрическим полем Еу хорошо аппроксимируется линейной зависимостью с высоким коэффициентом корреляции. При этом для магнитных бурь, связанных со

структурами МС и MC+Ejecta, индекс \Dst\ выходит на насыщение при больших значениях поля Еу > 11 мВ/м, что, возможно, связано с нелинейностью процессов взаимодействия солнечного ветра с ионосферно-магнитосферной системой при сильных электрических полях. На фоне зависимости максимального \Dst\ индекса от поля Еу величина \Dst\ индекса, по-видимому, не зависит от величины динамического давления Pd и от уровня флуктуаций о В ММП, или эта зависимость слабая.

Характер развития геомагнитных бурь зависит от типа течения солнечного ветра, которым она вызывается. Эти различия проявляются в поведении кольцевого тока, авроры, плазменного слоя Земли, в магнитосферной конвекции и в насыщении потенциала полярной шапки [Borovsky and Denton, 2006]. Большинство предыдущих исследований не проводили селекцию интервалов солнечного ветра по типам течения солнечного ветра (например, обсуждение и ссылки в работах [Ермолаев и др. 2007а, б; Yermolaev et al., 2007; Николаева и др., 2011]). Либо селекция проводилась только по ограниченным типам солнечного ветра: например, по магнитным облакам МС [Wu and Lepping, 2002; Yurchyshyn et al., 2004], по короти-рующим областям взаимодействия CIR [Alves et al., 2006; Richardson et al., 2006] или по потокам за межпланетными ударными волнами [Oh and Yi, 2004]. Лишь в некоторых работах проводилось сопоставление этих зависимостей в разных типах

течений, например, в МС и CIR [Кершенгольц и др., 2007; Plotnikov and Barkova, 2007; Ермолаев и др., 20076]. Полученные нами ранее результаты [Николаева и др., 2011] сопоставления зависимости геомагнитных индексов от величины Еу в минимуме Dst в 8-ми разных типах течений солнечного ветра расширили и дополнили имеющуюся информацию.

Основным недостатком ранее использованного методического ("peak-to-peak") подхода является то, что при таком подходе анализируются лишь экстремальные значения электрического поля и магнитосферных индексов, взятые в минимуме Dst индекса, и не учитывается их динамика. В то же время в ряде работ было показано, что Dst индекс зависит не только от текущего значения Еу, но от предыдущих значений, т.е. от длительности воздействия Еу [Russell et al., 1974; Gonzalez and Tsurutani, 1987; Tsurutani et al., 1988; Tsurutani et al., 1992; Gonzalez et al., 1994; Tsurutani and Gonzalez, 1995; Yokoyama and Kamide, 1997; Ермолаев и др., 20106].

В ряде работ были получены эмпирические критерии для возникновения магнитной бури заданной интенсивности (независимо от типа источника в солнечном ветре), исходя из пороговой величины южной компоненты Bs ММП и ее длительности [Russell et al., 1974; Gonzalez and Tsurutani, 1987; Tsurutani et al., 1992; Gonzalez et al., 1994; Tsurutani and Gonzalez, 1995]. В частности, было показано, что для возникновения умеренных магнитных бурь с Dstmin < —50 нТл необходимо южное поле с величиной Bs = —Bz > 5 нТл и длительностью более >2 ч [Russell et al., 1974; Gonzalez et al., 1994]. А причиной сильных магнитных бурь с Dst < —100 нТл являются электрические поля утро—вечер с Еу > 5 мВ/м (что эквивалентно большим южным межпланетным полям Bs = — Bz > 10 нТл при скорости 500 км/с) с длительностью более 3 ч [Gonzalez and Tsurutani, 1987; Tsurutani et al., 1992; Gonzalez et al., 1994; Tsurutani and Gonzalez, 1995]. В другой работе [Wang et al., 2003] приводится южное поле Bs > 3 нТл с длительностью At > 1 ч для умеренных магнитных бурь (Dstmin < —50 нТл), и пороговые значения Bs> 6 нТл длительностью At > 2 ч для сильных магнитных бурь (Dstmin < —100 нТл), которые несколько отличаются от результатов предыдущих авторов [Russell et al., 1974; Gonzalez and Tsurutani, 1987; Gonzalez et al., 1994].

Чтобы понять, как интенсивность магнитных бурь связана с их длительностью, авторы [Yokoyama and Kamide, 1997] проанализировали 300 магнитных бурь, разделив их на 4 категории в зависимости от величины Dst в минимуме (но независимо от типа источника солнечного ветра). Было получено, что средняя длительность главной фазы выше для категории интенсивных магнитных

бурь, чем для категории умеренных и слабых магнитных бурь (уменьшается в 3 раза от категории интенсивных магнитных бурь до категории слабых магнитных бурь). Хотя погрешности для каждой серии данных велики, присутствует четкая тенденция роста средней длительности магнитных бурь (ее главной фазы и фазы восстановления), с ростом мощности магнитной бури. Итак, авторы [Yokoyama and Kamide, 1997] подтвердили факт, что южная компонента Bz < 0 ММП играет критическую роль не только как триггер главной фазы, но также в определении интенсивности магнитной бури.

Исследование влияния средней величины электрического поля (Еу) на главной фазе магнитной бури и длительности главной фазы AT на интенсивность магнитной бури показало, что для формирования магнитных бурь величина электрического поля (Еу) важнее, чем длительность главной фазы AT [Wang et al., 2003].

Однако приведенные выше критерии для умеренных и сильных магнитных бурь относятся не к эволюции главной фазы магнитной бури, а к общему или глобальному поведению южной компоненты Bs ММП, которая при достижении и прохождении пороговой величины южного поля (или эквивалентного электрического поля Еу) в течение определенного временного интервала, с высокой вероятностью вызывает умеренные или интенсивные магнитные бури.

Развитие главной фазы интенсивных магнитных бурь (Dst < —100 нТл), вызванных прохождением разных типов межпланетных структур [Vieira et al., 2004], показало, что интенсивные магнитные бури, связанные с областями сжатия Sheath, развиваются примерно в 2 раза быстрее, чем аналогичные бури, вызванные сильными магнитными полями внутри поршня Ejecta или в коротиру-ющих областях взаимодействия CIR. Время необходимое для того, чтобы величина индекса Dst достигла определенного порогового уровня, является важным параметром и зависит от типа межпланетной структуры [Vieira et al., 2004]. Для сильных магнитных бурь, генерированных разными типами солнечного ветра, пороговые значения электрического поля и его длительности различаются в несколько раз. Отметим, что выводы авторов базируются на небольшой статистике событий каждого типа: от 2-х сильных магнитных бурь для событий CIR и МС со структурой поля NS и до 5-ти магнитных бурь для событий Sheath.

Цель данной работы — анализ развития главной фазы преимущественно умеренных и частично сильных магнитных бурь, вызванных разными структурами солнечного ветра. Такой подход позволяет исследовать причинно-следственную связь между источником магнитной бури — развитием конвективного электрического поля внутри каж-

дой структуры, и его откликом — величиной Dst индекса (интенсивностью кольцевого тока). Кроме того, это позволяет оценить пороговые критерии для достижения разных величин Dst индекса на главной фазе магнитных бурь с разным типом источника в солнечном ветре.

С этой целью мы анализируем динамику изменения Dst индекса при изменении суммарного (интегрального) электрического поля sumEy во время главной фазы магнитных бурь с разным типом солнечного ветра, и на фоне этой основной зависимости исследуем возможное влияние динамического давления солнечного ветра Pd и вариаций oB ММП на развитие Dst индекса. В данной статье мы приводим основные характеристики главных фаз магнитных бурь и значения пороговых критериев для умеренных и сильных магнитных бурь, вызванных разными типами течений СВ. Анализ динамики развития главной фазы в зависимости от динамическо

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