УДК 523.62-726
ЗАВИСИМОСТЬ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ ВО ВРЕМЯ МАГНИТНЫХ БУРЬ ОТ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
ДЛЯ РАЗНЫХ ТИПОВ ТЕЧЕНИЙ. 4. МОДЕЛИРОВАНИЕ ДЛЯ МАГНИТНЫХ ОБЛАКОВ
© 2014 г. Н. С. Николаева, Ю. И. Ермолаев, И. Г. Лодкина
Институт космических исследований (ИКИ) РАН, г. Москва e-mail: nnikolae@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 29.06.2012 г. После доработки 11.03.2013 г.
В работе проверяется возможность аппроксимации главной фазы магнитных бурь (Dst < —50 нТл), генерированных магнитными облаками (МС), линейной зависимостью от параметров солнечного ветра: интегрального электрического поля sumEy, динамического давления Pd, и уровня флуктуаций поля оБ. Результаты показывают, что главная фаза магнитной бури от МС лучше всего описывается моделью с индивидуальными значениями коэффициентов аппроксимации главной фазы: коэффициент корреляции 0.99 между измеренным и модельным значением Dst и среднеквадратичное отклонение 2.6 нТл. Версия модели с усредненными коэффициентами по всем МС-бурям намного хуже описывает главную фазу: коэффициент корреляции 0.65 и среднеквадратичное отклонение 21.7 нТл. Более точная версия модели главной фазы МС-бурь получена после внесения поправок, учитывающих предысторию развития начала главной фазы магнитной бури: коэффициент корреляции 0.83 и среднее квадратичное отклонение 15.6 нТл. На примере отдельных магнитных бурь от МС демонстрируются результаты предсказания Dst на главной фазе с использованием предложенной нами методики моделирования.
DOI: 10.7868/S001679401402014X
1. ВВЕДЕНИЕ
Настоящая работа является продолжением серии статей [Николаева и др., 2011, 2012а, б], посвященных исследованию процесса генерации магнитных бурь разными типами течений солнечного ветра. На основе данных базы OMNI для интервала 1976—2000 гг. нами были идентифицированы крупномасштабные типы солнечного ветра (см. "Каталог крупномасштабных явлений солнечного ветра" по адресу ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/ и статью [Ермолаев и др., 2009]). Все умеренные и сильные магнитные бури с Dst < —50 нТл, зарегистрированные за период 1976—2000 гг., были разделены на 8 групп в зависимости от того, каким типом течения они вызывались. Вопросы частоты появления различных типов солнечного ветра и вероятности возбуждения ими магнитных бурь обсуждаются в работе [Yermolaev et al., 2012].
Ранее нами было показано [Ермолаев и др.,
2010, 2011; Yermolaev et al., 2010], [Николаева и др.,
2011, 2012а, б]: (1) линейный характер зависимости Dst от sumEy в среднем наблюдается для всех типов солнечного ветра; коэффициенты корреляции меняются в диапазоне от r = —0.66 (для МС и CIR) до r = —0.78 (для ShMC + ShE), что немного ниже значений, полученных ранее между "пико-
выми" значениями Dst и Еу (0.65 для CIR, 0.86 для MC и 0.7 для ShMC + ShE); (2) для 4-х типов магнитных бурь, связанных, в основном, с областями сжатия (CIR, ShE, ShE + ShMC, IND), интенсивность магнитной бури сильнее растет (Dst понижается) в подгруппе точек главной фазы с высоким динамическим давлением; (3) на фоне зависимости Dst от sumEy на главной фазе магнитных бурь почти для всех типов течений наблюдается очень слабая зависимость от уровня флуктуаций а В ММП.
Отметим, что линейный характер зависимости Dst от интеграла Ey является следствием формулы [Burton et al., 1975] в случае пренебрежения на главной фазе бури членом, связанным с распадом. Этот результат был подтвержден в ряде экспериментальных работ (без селекции магнитных бурь по типу их источника в солнечном ветре) (см. работы [Kane, 2010; Ontiveros et al., 2010; Wei-gel, 2010] и ссылки в них). В нашем моделировании ключевую роль играет линейная связь между Dst и интегралом Ey, а зависимости от давления и вариаций поля считаются малыми. Такой подход, с одной стороны, позволяет нам выполнить количественное сравнение связи Dst и межпланетных условий для различных типов солнечного ветра, а с другой стороны, позволит построить прогно-
стическую схему для предсказания временного профиля и величины магнитных бурь.
В литературе существует большое число работ, посвященных моделированию магнитных бурь и их предсказанию (см. например, [Feldstein, 1992; Wang et al., 2003; Maltsev, 2004] и ссылки в них). Наиболее часто используются модели, основанные на дифференциальном уравнении 1-го порядка (последовали за работой [Burton et al., 1975]) (см. например, [Fenrich and Luhmann, 1998; O'Brien and McPherron, 2000a, b; Siscoe et al., 2005; Wang et al., 2003; Podladchikova and Petrukovich, 2012] и ссылки в них). Для предсказания Dst индекса используются также статистические модели, основанные на методике фильтрации, когда система солнечный ветер—магнитосфера рассматривается, как "черный ящик", искусственные нейронные сети, нелинейные авто-регрессионные схемы (см. например, [Vassilidias et al., 1999; Klimas et al., 1998; Wu and Lunstedt 1997; McPherron and O'Brien, 2001; Temerin and Li, 2002, 2006; Sharifi et al., 2006; Amata et al., 2008; Boyn-ton et al., 2011]. В большинстве работ не принимается во внимание тот факт, что бури были генерированы различными типами солнечного ветра, хотя имеются работы, которые показывают, что различные типы течений СВ приводят к разным возмущениям магнитосферы (см. например, [Borovsky and Denton, 2006; Denton et al., 2006; Huttunen et al., 2006; Pulkkinen et al., 2007; Plotnikov and Barkova, 2007; Longden et al., 2008; Turner et al., 2009; Despirak et al., 2011; Guo et al., 2011; Liemohn et al., 2010; Cerrato et al., 2012].
В работе [Ji et al., 2012] проводится сравнение 6-ти разных моделей, предсказывающих величину Dst-индекса [Burton et al., 1975; Fenrich and Luhmann, 1998; O'Brien and McPherron, 2000а; Wang et al., 2003; Temerin and Li, 2002, 2006; Boyn-ton et al., 2011]. Эффективность предсказания оценивается по 4-м параметрам: коэффициент линейной корреляции СС, RMS-ошибка, разница в величине минимального Dst-индекса ADstmin, и в моменте времени минимального Dstmin индекса AtDst. Авторы [Ji et al., 2012] нашли, что наилучшее предсказание, как для 139 магнитных бурь с Dst < —50 нТл, так и для 63 сильных бурь с Dst < < —100 нТл за период 2003—2010 гг., дает модель [Temerin and Li, 2002; 2006]. (В частности, для всех 63-х сильных магнитных бурь модель дает средние значения: линейного коэффициента корреляции СС = 0.94, RMS-ошибка = 14.8 нТл, разницы в величине минимального Dst, ADstmin = = 7.7 нТл, и в моменте времени минимального Dstmin, AtDst = 1.5 час.) Кроме того, авторы [Ji et al., 2012] разделили 63 сильные бури на 4 группы в соответствии с межпланетной структурой источника в солнечном ветре: 27 sMC-бурь (бури от МС с предшествующей ему быстрой ударной вол-
ной), 18 S H событий (бури от области сжатия Sheath), 8 CIR событий (бури от CIR), 10 nonMC событий (бури от Ejecta). Они показали, что модель [Temerin and Li, 2002; 2006] лучше всего описывает все типы межпланетных структур, которые вызывали магнитные бури.
Моделирование [Tsygаnenko and Sitnov, 2005] показывает, что во время главной фазы очень сильных геомагнитных бурь, на Dst индекс влияет не только симметричный кольцевой ток, но и другие токовые системы: асимметричный (частичный) кольцевой ток, ток ближнего хвоста, продольные токи, связывающие магнитосферу с высокоширотной ионосферой, и токи магнитопаузы. В работе [Левитин и др., 2011] рассматривается гигантская магнитная буря (Dst < —400 нТл), имеющая очень короткую главную фазу 2—3 часа и быстрое восстановление. Как показали модельные расчеты, наблюдаемые вариации Dst такой гигантской бури могут быть созданы токовой системой хвоста магнитосферы, в результате быстрого приближения к Земле границы плазменного слоя, и токам авроральной зоны, в результате их быстрого смещения в сторону экватора. Хотя концепция кольцевого тока считается слишком упрощенным описанием магнитосферных токовых систем, ответственных за Dst, мы используем традиционный подход к описанию главной фазы геомагнитных возмущений, пренебрегая ионосферным вкладом в Dst индекс. Частично это оправдано преимущественно умеренной интенсивностью анализируемых нами МС-бурь (—100 < Dstmin < —50 нТл, кроме одной бури с Dstmin = —130 нТл).
В данной работе при моделировании мы делаем ряд физических предположений, которые считаем справедливыми на главной фазе магнитной бури:
(1) сильная линейная связь Dst = c0 + cE* j"Ey*dt,
где с0 — константа интегрирования, определяющая уровень Dst, который был непосредственно перед началом главной фазы (при t = 0); (2) слабая (и линейная) зависимость Dst от динамического давления Pd; (3) слабая (и линейная) зависимость Dst от вариаций оБ ММП. Справедливость этих предположений проверяется сравнением результатов расчета с экспериментальными данными и с результатами моделирования в других работах.
В данной работе, которая освещает в основном методические вопросы, мы ограничились анализом магнитных бурь, вызванных только магнитными облаками, являющимися основными источниками магнитных бурь. В работе показывается возможность использования нашей модели для предсказания отдельных магнитных бурь от МС.
2. МЕТОДИКА
Методика идентификации крупномасштабных течений солнечного ветра состоит в сравнении каждой точки базы данных OMNI [King and Pap-itashvili, 2004] с набором пороговых критериев по ключевым параметрам солнечного ветра и ММП и подробно описана в работе [Ермолаев и др., 2009].
Предполагается следующая аппроксимация величины ^si-индекса главной фазы магнитной бури 3-мя параметрами солнечного ветра: интегралом конвективного электрического поля Еу, динамическим давлением Pd и вариациями магнитного поля о Б:
Dst, = c0 + cE( JVxBzd t), + cP Pdt + cB aBi = = c0 + cE(ZKEK, к= 1, 2, ..., i)t + cPPdl + cBaB,
(1)
где с0, сЕ, cP и cB — коэффициенты, которые определялись для каждой бури, а ZK — суммирование по k (от начала бури в точке k = 1 до конца главной фазы в точке k = i). Вид аппроксимации определяется тем, что Dst-индекс главной фазы хорошо описывается линейной функцией интеграла электрического поля sumE и слабо зависит от давления Pd и вариаций магнитного поля аБ, поэтому член
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.