Солнечно-земная
Физика

Абстракт

В настоящей статье мы продолжаем анализ влияния солнечных и межпланетных явлений на магнитосферные бури, начатый нами в работе [1]. В данной работе дополнительно проанализированы набор солнечных вспышек класса М5 и выше за период 1976-2000 годов, а также гало-СМЕ, наблюдаемых на космическом аппарате SOHO в период 1996-2000 годов. Показано, что статистические характеристики нового набора вспышек мало отличается от проанализированного ранее в [1], в то время как геоэффективность гало-СМЕ оказалась заметно меньше геоэффективности СМЕ, опубликованных ранее.

Введение

В нашей предыдущей статье [1] мы проанализировали связь геомагнитных бурь с межпланетными и некоторыми солнечными явлениями для 25-летнего периода наблюдений с 1976 по 2000 год. Мы взяли следующие данные доступные через сеть Интернет: для анализа межпланетных возмущений - параметры плазмы солнечного ветра (СВ) (скорость, температура и концентрация ионов) и модуль и три компоненты межпланетного магнитного поля (ММП) (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/) и для анализа геомагнитных бурь - среднечасовые значения Dst индекса (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/ и http://swdcdb.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/) в интервале 1976-2000 годов. Из солнечных данных мы проанализировали список сильных солнечных вспышек класса (в рентгеновском диапазоне) от М0 и выше, которые проявились в возрастании солнечных космических лучей (СКЛ) у Земли(http://sec.noaa.gov/ftpdir/indices/SPE.txt), а также опубликованные данные по выбросам корональной массы [2, 3.]. Так как возмущения от Солнца к Земле переносятся в основном солнечным ветром, то некоторые геоэффективные солнечные вспышки могли не попасть в проанализированный список. В настоящей работе мы рассматриваем другие наборы солнечных данных: по солнечным вспышкам и выбросам корональной массы (coronal mass ejection - СМЕ). В первом случае мы рассматриваем все вспышки класса от М5 и выше
(ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SOLAR_FLARES/XRAY_FLARES), и таких вспышек было отобрано 653. Что касается данных по выбросам корональной массы, то систематические каталоги СМЕ имеются для данных спутника SOHO, начиная с 1996 г. (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/), и поэтому мы проанализировали 5-летний (1996-2000) интервал наблюдений на спутнике SOHO, при этом мы взяли только так называемые гало-СМЕ , т.е. СМЕ, которые на снимках занимают всю площадь вокруг Солнца, что является указанием на то, что выброс движется в сторону наблюдателя, к Земле. Таких событий было зарегистрировано 125.
Задача настоящей работы состоит в том, чтобы новые наборы данных подвергнуть такому же анализу, как и в предыдущей статье, и сравнить полученные статистические характеристики.

Результаты исследований

На рис. 1. показан ход среднегодовых значений числа солнечных пятен, чисел солнечных вспышек для обоих наборов

Рис.1. Временные вариации среднегодовых значений числа солнечных пятен (кривая 1, шкала слева), числа сильных (класса выше М5) солнечных вспышек (кривая 2, шкала справа), числа сильных вспышек с возрастанием СКЛ (класса выше М0) (кривая 3, шкала справа) и числа сильных магнитных бурь со значениями Dst индекса в минимуме менее -60 нТ (кривая 4, шкала справа).

и числа магнитных бурь. Числа сильных вспышек и сильных бурь достигают максимумов в годы максимумов солнечной активности. Обращает на себя внимание очень похожая форма кривых 2, 3 и 4 (коэффициенты корреляции для пар кривых 2-4 и 3-4 составляют ~0.8 и ~0.9, соответственно), что указывает на то, что вариации чисел вспышек и магнитных бурь могут иметь одну общую причину. Однако, как мы покажем ниже, магнитные бури оказываются практически не связанными с солнечными вспышками.

Рис.2. Распределения числа сильных солнечных вспышек (сплошная линия 1) и вспышек с СКЛ (сплошная линия 2) и числа сильных магнитных бурь (штриховая линия 3) по месяцам, полученные методом наложения эпох за период 1976-2000 годов.

Полученные методом наложения эпох распределения по месяцам года числа солнечных вспышек по обоим наборам и числа магнитных бурь показаны на рис. 2. Два максимума у распределения магнитных бурь весной и осенью подтверждает эффект Russell-McPherron
[2], связанный с годовой эволюцией наклона оси вращения Земли относительно линии Солнце-Земля. Распределения вспышек по месяцам различаются и по количеству максимумов (3 для сильных вспышек и 2 для вспышек с СКЛ) и по их положениям, и для обоих наборов положения максимумов не совпадают с положением максимумов для магнитных бурь. Таким образом, рисунок демонстрирует отсутствие корреляции вспышек и магнитных бурь на масштабах около 1 месяца.

В нашей предыдущей работе [1] мы сопоставили вспышки, проявившие себя в СКЛ у Земли, с бурями по следующему алгоритму: если возмущение в СВ (или минимум Dst индекса, если тип возмущения нельзя было определить) наблюдалось через 2-4 суток после вспышки, то такая буря рассматривалась как потенциальный кандидат на солнечный источник этой бури; вспышка рассматривалась как вероятная, если она попадала уже в расширенный интервал времен 1,5-5 суток (т.е. в два подинтервала 1.5-2 и 4-5 суток), маловероятная, если в интервал 1-6 суток (1-1,5 и 5-6), и невероятная, если вообще не попадала в последний интервал. Нужно отметить, что время 2-4 суток соответствует средней скорости распространения на трассе Солнце-Земля 430 - 870 км/c, что является обычной скоростью СВ на орбите Земли.

Рис. 3. Число западных и восточных сильных солнечных вспышек (штриховая и сплошная линии), после которых явно (a), вероятно (b), маловероятно (c) наблюдались и не наблюдались (d) магнитные бури.

Аналогичный анализ был выполнен и для полного набора солнечный вспышек класса М5 и выше. Результаты такого анализа показаны в виде гистограмм на рис.3, причем штриховой и сплошной линиями - для западных и восточных вспышек соответственно, а гистограммы a, b, c и d относятся, соответственно, к явным источникам (31,1 %, для вспышек с СКЛ 25,4 %) бурь, к вероятным (11,6 и 18,3 %) и маловероятным (9,0 и 19,0 %) источникам и вспышкам, не приведшим к буре (48,2 и 37,3 %). Различия между двумя наборами невелики и заключаются в более высоких значениях в группах a и d для большого набора, при более низких в c и b.

Рис. 4. Верхняя панель: положение геоэффективных сильных вспышек на солнечном диске - кружки, треугольники и ромбики - события типов a, b и c. Нижняя панель: положение негеоэффективных сильных вспышек - события типа d (см. текст).

Как видно из рис.4, распределения вспышек всех типов a, b, c и d по солнечному диску практически не различаются, и вспышки всех типов наблюдаются в широких диапазонах солнечных широт и долгот. Полное число западных вспышек в целом по обоим наборам вспышек оказалось несколько больше, чем восточных, но после нормирования на число тех и других вспышек разницы между долями западных и восточных вспышек во всех гистограммах практически исчезают.
Для вспышек из первых трех групп мы исследовали зависимость минимума Dst индекса во время бури от класса (т.е. потока рентгеновского излучения или энергии) вспышки как для сильных вспышек (верхняя панель), так и для вспышек с СКЛ (нижняя панель).

Рис. 5.Зависимость минимума Dst индекса во время магнитных бурь от класса (потока энергии) сильных солнечных вспышек (верхняя панель) и вспышек с СКЛ (нижняя панель). Обозначения: светлые и темные значки - западные и восточные вспышки; кружки, треугольники и ромбики - события типа a, b и c.

Рис.5. показывает эту зависимость, при этом кружки, треугольники и ромбики соответствуют явным, вероятным и маловероятным источникам, а светлые и темные значки - западным и восточным вспышкам, соответственно. На рисунке не видно зависимости силы бури от энергии вспышки ни для всех вспышек в целом из двух наборов, ни для какого-нибудь одного из выбранных нами подклассов вспышек, хотя поток рентгеновского излучения приведенных вспышек меняется на рисунке на 2,5 порядка. Интересно, что для самых сильных вспышек на обоих панелях нет ни одной сильной бури с Dst индексом меньше -100 нТ, в то время как для вспышек меньшего класса наблюдаются бури с Dst индексом ~ -300 нТ и ниже. Среди сильных вспышек с СКЛ нет возможных кандидатов на источник самой сильной за проанализированный 25-летний период бури 14 марта 1989 г., в то время как среди остальных вспышек их наблюдается даже 3 с классами от Х1 до Х5, т.е. по времени запаздывания кандидатами на источник этой бури могут являться 3 вспышки, или суммарный эффект от этих вспышек и привел к сильнейшей буре.

Рис.6. Зависимость минимума Dst индекса во время магнитной бури от времени задержки между солнечной вспышкой и бурей. Штриховая линия показывает аппроксимацию представленных данных.

Была исследована зависимость минимума Dst во время бури от времени распространения возмущения от Солнца до Земли Т, и эта зависимость показана на рисунке 6. Четкой зависимости величины бури от транспортной скорости не наблюдается: аппроксимация 224 точек дает крайне слабую зависимость Dst (нТ)= 0.15 * T(ч) -117.
Если сделать аналогичную, но обратную по времени "интерполяцию", данных, начиная не с моментов сильных солнечных вспышек, а с моментов сильных магнитных бурь с Dst < -100 нТ, то мы получим явных кандидатов на источник бурь 15 % сильных вспышек, по 5 % - вероятных и маловероятных и для 75 % сильных бурь не обнаружим сильных вспышек (для более сильных бурь с Dst< -200~нТ эти числа соответственно будут 25 %, 12 %, 10 % и 53 %, но статистика для таких бурь будет маленькой - 32 бури).

Анализ геоэффективности другого мощного солнечного возмущения - выбросов корональной массы (СМЕ) - по опубликованным наборам и набору, представленному в базе данных спутника SOHO за 1996-2000 годы (см. Введение), дает противоречивые результаты. С одной стороны, мы проанализировали опубликованный в статье [3] список СМЕ, обнаруженных в 1996-1998 годах с помощью коронографа на космической обсерватории SOHO и зарегистрированных на космическом аппарате WIND как МС. Результаты этого анализа показывают, что из 28 таких СМЕ 16 (57% СМЕ) привели к средним и сильным магнитным бурям: к 10 средним бурям с Dst от -60 до -100 нТ и к 6 сильным бурям с Dst < -100 нТ. В работе [4] по данным фотометра на космических аппаратах HELIOS 1, 2 в период 1975-1983 годов было зарегистрировано 38 СМЕ, двигающихся вдоль линии Солнце-Земля. По методике оценки времени распространения СМЕ от Солнца до Земли и анализу возмущенности магнитосферы по Kp индексу было получено, что половина СМЕ (19) привела к бурям, 13 СМЕ - нет, и для 6 СМЕ заключение было сделать затруднительно. Можно предположить, что часть из этих 6 СМЕ была все же геоэффективна. Поэтому оценка ~60% геоэффективных СМЕ, полученная по двум разным выборкам для трех разных космических аппаратов, может рассматриваться достаточно обоснованной.

С другой стороны, в наборе СМЕ, зарегистрированных на КА SOHO в 1996-2000 годах, содержится 125 так называемых гало-СМЕ (т.е. СМЕ, занимающие на изображениях все пространство вокруг Солнца и, как предполагается, движущиеся в сторону наблюдателя, к Земле), причем из них 24 сопровождалось сильными вспышками из уже описанного набора сильных вспышек.

Рис. 7.Число СМЕ и СМЕ, сопровождавшихся солнечными вспышками (штриховая и сплошная линии), после которых явно (a), вероятно (b), маловероятно (c) наблюдались и не наблюдались (d) магнитные бури.

Примененная к этим СМЕ описанная выше методика определения возможной геоэффективности по временной задержке между СМЕ и магнитной бурей дает низкую геоэффективность СМЕ (см. рис.7): для типа a - 22,4% и 25,0%, для типа b - 11,2% и 12,5%, для типа c - 8,8% и 20,8% и для типа d - 57,6% для всех СМЕ и 41,6% для СМЕ, сопровождавшихся солнечными вспышками. Полученная геоэффективность СМЕ оказывается ниже не только геоэффективности опубликованных наборов СМЕ, но даже и геоэффективности солнечных вспышек. Различия между нашими оценками геоэффективности СМЕ и опубликованными данными, по-видимому, связаны с предварительным отбором событий перед публикациями.

2Обсуждение и выводы. .
В пользу последнего свидетельствует отсутствие корреляции между классом солнечной вспышки и силой магнитной бури (см. рис.4), а также со временем распространения (см. рис.6).
Геоэффективность опубликованных данных по СМЕ [3,4] выше, в том числе и выше полученного порога для случайных процессов, однако наш анализ данных по гало-CME, зарегистрированных на космическом аппарате SOHO в период 1996-2000 г. показывает, что и корреляция между СМЕ и магнитными бурями низка (около 35 %) и может иметь случайный характер. В заключение авторы выражают благодарность международным научным центрам SEC NOAA, NSSDC/GSFC NASA иWDC-C2 за предоставленную информацию, а также Л.М.Зеленому, А.А.Петруковичу и Г.Н.Застенкеру за внимание, помощь и полезное обсуждение материалов данной работы. Работа частично поддержана грантами РФФИ 01-02-16128 и INTAS 99-0078.

Список литературы

1. Ермолаев Ю.И., Ермолаев М.Ю. О некоторых статистических взаимосвязях солнечных, межпланетных и геомагнитосферных возмущений в период 1976-2000 гг.// Космич. Исслед. 2002. T.40. N1. C.3.
2. Gopalswamy N., Lara A., Lepping R.P. et al. Interplanetary acceleration of coronall mass ejections // 2000. Geophys.Res.Lett. V. 27. P.145
3. Webb D.F. Geomagnetic Storms and Heliospheric CMEs as Viewed from HELIOS // Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, ASP Conference Series, 1996. V. 95. P.167.
4. Russell C.T., McPherron R.L. Semiannual variation of geomagnetic activity // J.Geophys.Res. 1973. V.78. P.24

Cм. продолжение, часть 3