УДК 523.62-726
ЗАВИСИМОСТЬ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ ВО ВРЕМЯ МАГНИТНЫХ БУРЬ ОТ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ДЛЯ РАЗНЫХ ТИПОВ ТЕЧЕНИЙ. 3. РАЗВИТИЕ 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.
Настоящая статья является продолжением статьи [Николаева и др. 2011а], и в ней анализируется развитие главной фазы 190 магнитных бурь с Dst < —50 нТл в зависимости от типа источника в солнечном ветре (магнитные облака МС, коротирующие области взаимодействия CIR, "поршни" Ejecta, область сжатия перед ними ShE, область сжатия перед магнитным облаком ShMC, все области сжатия перед "телом" 1СМЕ, ShE + ShMC, все "тела" 1СМЕ, MC + Ejecta, а также неопределенный тип течения IND). Показано, что на главной фазе магнитных бурь всех типов индекс Dst понижается с ростом интегрального электрического поля sumEy. Теснота связи между этими параметрами (коэффициент корреляции) выше для магнитных бурь, вызванных областью сжатия перед "телом" 1СМЕ, чем магнитными облаками МС и коротирующими областями взаимодействия CIR.
Можно предположить, что высокое динамическое давление усиливает эффективность электрического поля для 4-х типов течений: областей сжатия (ShE, ShE + ShMC), коротирующих областей взаимодействия CIR и неопределенного типа IND.
По-видимому, Dst индекс не зависит от уровня флуктуаций стВ ММП почти для всех типов течений (различия в пределах погрешности) на фоне зависимости Dst от sumEy главной фазы магнитной бури.
1. ВВЕДЕНИЕ
Настоящая работа является продолжением предыдущей статьи [Николаева и др., 2012], посвященной анализу основных характеристик главной фазы магнитных бурь и оценке пороговых критериев для умеренных и сильных магнитных бурь в зависимости от типа источника в СВ. В данной работе анализируется динамика развития главной фазы магнитной бури для тех же типов структур СВ, ее зависимость от динамического давления СВ и уровня флуктуаций ММП.
В работах [Ермолаев и др., 2010; 2011] двойным методом наложенных эпох было показано, на главной фазе магнитной бури параметры Bz и Ey в среднем мало изменяются между началом и концом главной фазы (минимума Dst и Dst*), в то время как Dst и Dst* монотонно уменьшаются, приблизительно пропорционально интегралу Bz и Ey по времени, при этом сравнение "входа" (Bz и Ey) и "выхода" (минимума Dst и Dst*) процесса показало, что эффективность генерации магнитной бури наиболее высока для Sheath и наиболее низка для MC.
Влияние динамического давления солнечного ветра на развитие кольцевого тока во время магнитной бури рассматривается в работах [Burton et al., 1975; Wang et al., 2003а; Shi et al., 2005]. В работе [Wang et al., 2003a] получена корреляция между силой кольцевого тока и динамическим
давлением солнечного ветра и показано, что скорость инжекции кольцевого тока пропорциональна динамическому давлению солнечного ветра. Авторы [Shi et al., 2005] показали, что сильное динамическое давление на главной фазе сильной магнитной бури привело к сильному возрастанию уже существующего асимметричного кольцевого тока.
Известно, что солнечный ветер носит принципиально турбулентный характер, который оказывает влияние на процессы генерации магнито-сферных возмущений (см., например, [Feldstein, 1992; Tsurutani et al., 1995; Goncharova and Maltsev, 2001; Borovsky and Funsten, 2003; D'Amicis et al., 2007; Romanova et al., 2007; Jankovicova et al., 2008; Badruddin, 2009; Ермолаев и др., 2011]). В частности, в работе [Borovsky and Funsten, 2003] показано, что уровень возмущенности магнитосферы, описываемый различными магнитосферными индексами, возрастает при возрастании уровня флуктуаций величины и компонент ММП. В ряде работ было показано, что на развитие магнитной бури помимо величины (или медленных изменений) различных параметров могут оказывать влияния также и быстрые вариации этих параметров (например, недавние работы [Кершенгольц и др., 2007; Plotnikov and Barkova, 2007; D'Amicis et al., 2007; Jankovicova et al., 2008; Badruddin, 2009] и ссылки в них).
В ряде работ высказывается гипотеза, что наличие колебаний некоторых параметров солнечного ветра (плотности, скорости, температуры) и межпланетного магнитного поля может способствовать возбуждению магнитных бурь [Gonzalez et al., 2001; Gonzalez et al., 2002; Borovsky and Funsten, 2003; Seki et al., 2005; Ермолаев и др., 2007б]. Анализ поведения параметров СВ и ММП для 625 магнитных бурь с Dst < —60 нТл для периода 1976—2000 годов [Ермолаев и др., 2007] показал: (1) для бурь, связанных с CIR, Sheath и MC, вблизи начала магнитной бури наблюдается небольшое увеличение вариаций (часовых дисперсий) концентрации солнечного ветра, а в Sheath наблюдается еще более высокое возрастание колебаний концентрации за 5—8 ч до начала бури; (2) увеличение вариации модуля ММП наблюдается за 6—10 ч до начала бури только в течениях типа Sheath.
В другой работе [Ермолаев и др., 2011] проводится анализ вариаций параметров плазмы и ММП (среднечасовых дисперсий), взятых из базы данных OMNI. Авторы [Ермолаев и др., 2011] показали, что средние значения, абсолютные и относительные вариации в МС и Ejecta для всех параметров оказываются или средними или ниже среднего (средние значения электрического поля Еу и Bz компоненты ММП по модулю выше), а в CIR и Sheath — выше. Высокие значения относительной вариации концентрации sN/(N) наблюдаются в МС. В то же время высокие значения для относительных вариаций скорости, Bz компоненты и модуля ММП наблюдаются в Sheath и CIR.
Цель данной работы — анализ развития главной фазы преимущественно умеренных и частично сильных магнитных бурь, вызванных разными структурами солнечного ветра.
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 настоящей работе мы ограничиваемся анализом лишь Dst индекса и надеемся, что аналогичный анализ АЕ индекса будет предметом следующей публикации.
2. МЕТОДИКА
Методика обработки данных подробно описана в нашей предыдущей статье [Николаева и др., 2012].
За период 1976—2000 гг. нами было отобрано 190 магнитных бурь умеренной и сильной интенсивности (Dst < —50 нТл), источником кото-
рых являлись 8 типов течений солнечного ветра (включая 2 комбинированных типа, MC + Ejecta и ShE + ShMC, являющихся суммой других типов): магнитные облака МС (17 магнитных бурь), ко-ротирующие области взаимодействия CIR (49 магнитных бурь), поршни Ejecta (50 магнитных бурь), область сжатия перед поршнем ShE (34 магнитные бури), область сжатия перед магнитным облаком ShMC (6 магнитных бурь), сумма областей сжатия Sheath перед магнитными облаками МС и поршнями Ejecta, т.е. перед "телом" ICME, ShE + ShMC (40 магнитных бурь), сумма "тел" ICME, MC + Ejecta (67 магнитных бурь), события неопределенного типа IND (34 магнитные бури). К неопределенному типу IND относились события, для которых невозможно было провести надежную идентификацию типа течения, либо из-за отсутствия каких-либо параметров солнечного ветра, либо из-за сложного характера явления.
Для каждого типа источника солнечного ветра были построены зависимости величины индекса Dst(i) в текущий момент главной фазы (i=1, 2, ...и) от интегрального электрического поля sumEy (i), просуммированного от начала магнитной бури (точка i = 1) до текущей точки главной фазы (i = = 1, 2, 3, .и), где последняя точка i = и соответствует концу главной фазы, т.е. минимуму Dst индекса. Следует подчеркнуть, что отдельная магнитная буря в зависимости от длительности основной фазы может давать от 2 до 26 точек в общую зависимость для данного типа солнечного ветра, поэтому на представленных ниже рисунках число анализируемых точек превосходит в 7—10 раз число отдельных событий (магнитных бурь).
3.1. Динамика развития Dst индекса главной фазы для разных типов бурь в зависимости от интегрального поля sumEy и динамического давления
На рисунке 1 представлена зависимость Dst индекса на главной фазе от электрического поля sumEy, просуммированного за предшествующее время от начала магнитной бури (момент t0) до момента t на главной фазе, для которого берется индекс Dst, для 2-х типов магнитных бурь, вызванных разными структурами: (а) магнитными облаками MC, (б) коротирующими областями взаимодействия CIR. Общее число точек Np на главной фазе магнитных бурь и число самих магнитных бурь каждого типа (в скобках) показано наверху рис. 1.
Здесь и далее на рис. 1—4 серые точки относятся к моментам главной фазы с низким динамическим давлением — подгруппа точек с Pd < P0, черные крестики — для подгруппы с высоким динамическим давлением Pd > P0, где P0 — пороговое значение динамического давления, разделяюще-
Ир = 134 (17 бурь) г1 = -0.66
£ Я
-200
£ я
100
-200
0 20 40 60 штЕу, мВ м-1 ч
+ Рй > 3.2 (Ир 66) г1 = -0.59 • Рй < 3.2 (Ир 68) г1 = -0.75
20 40 60 {штЕу), мВ м-1 ч
Рй > 3.2 (Ир 66) г1 = -0.59 Рй < 3.2 (Ир 68) г1 = -0.75
мс
£ я
80
80
100
-200
Ир = 432 (49 бурь) г1 = -0.66
ч Н Я
100
-200
-20 0 20 40 60 штЕу, мВ м-1 ч
+ Рй > 4.8 (Ир 218) г1 = -0.69 • Рй < 4.8 (Ир 214) г1 = -0.64
20
0
20
40
60
штЕу, мВ м 1 ч
+ Рй > 4.8 (Ир 218) = -0.69 4 Рй < 4.8 ^р 214) г1 = -0.64
ст
80
80
Рис. 1. Зависимость Dst индекса от интегрального электрического поля sumEy, для подгрупп с низким (серые кружки и линии) и высоким (черные крестики и линии) Рй: (а) для событий МС, (б) для событий С1Я.
а
0
0
0
0
го все точки на 2 примерно равные по числу точек подгруппы. Величина порогового значения Р0 и число точек Ир в каждой подгруппе, а также коэффициент линейной корреляции гх приведены под осью абсцисс каждого рисунка. На нижних панелях рис. 1(а, б) показано то же самое, что на верхних, но с усреднением точек по интервалам нитЕу. Вертикаль
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.