WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 8 | 9 || 11 | 12 |   ...   | 20 |

Характеристики форбуш-эффектов и их связь с солнечными, межпланетными и геомагнитными возмущениями

-- [ Страница 10 ] --

2.3.3. Связь Форбуш-эффектов с геомагнитной активностью Как хорошо известно, ФЭ и геомагнитные возмущения вызываются одними и теми же возмущениями межпланетной среды. В отклике магнитосферы и КЛ на возмущения солнечного ветра есть общие черты, но есть и существенные различия. С увеличением напряженности ММП и скорости солнечного ветра увеличивается как геомагнитная активность, так и модуляция КЛ. Однако рост плотности солнечного ветра, влияющий на магнитосферу, сам по себе никак не влияет на КЛ. Знак Bz составляющей ММП имеет ключевое значение для развития магнитной бури, но второстепенен для вариаций КЛ и почти не влияет на их плотность. Самое существенное различие в том, что ФЭ определяется условиями в протяженной гелиосферной области, тогда как геомагнитная активность зависит от локальной ситуации вблизи Земли.

Возмущение солнечного ветра, способное вызвать магнитную бурю, не может не повлиять на КЛ. Можно считать, что каждой магнитной буре соответствует ФП. Однако иногда этот эффект (по наблюдениям на Земле) очень мал и почти не проявляется в изменениях плотности КЛ, тогда как ФЭ без магнитной бури – частое явление.

геомагнитной активности На рис. 2.15 показана зависимость величины ФП от Ap индекса для выделенных групп. Все события были разделены по уровням геомагнитной активности в зависимости от максимального Кp индекса. События с Kp отнесены к спокойному уровню, а с 20 Kp 3+ – к слабовозмущенному, Kp = 4– 4+ относятся к возмущенному уровню, а более высокие Kp к ГМБ разной мощности (http://www.swpc.noaa.gov/NOAAscales/index.html#GeomagneticStorms).

Можно видеть, что большие ГМБ представлены и в S-, и в NS-группах, но при одной и той же геомагнитной активности величины ФЭ в группе S значительно больше, чем в группе NS. Можно было бы сказать, что межпланетные возмущения группы S более эффективно модулируют КЛ и менее эффективно возмущают магнитосферу Земли. Однако, мы знаем, что самые сильные ГМБ – это обычно бури с внезапным началом. В нашей выборке есть только две исключительно большие бури (Kp = 90), и они находятся в Sгруппе.

Очевидно преобладание S-группы и для других классов больших бурь.

Поэтому, по-видимому, точнее будет следующая формулировка – межпланетные возмущения в NS-группе достаточно эффективны в создании геомагнитной активности и менее эффективны в модуляции КЛ. Иногда после постепенного начала может развиться интенсивная ГМБ, но очень большой ФЭ в этих случаях менее вероятен.

2.4. Связь параметров Форбуш-эффектов с гелиодолготой нерекуррентных солнечных источников Непосредственной причиной больших и гигантских ФЭ является распространяющееся возмущение солнечного ветра, вызванное корональными выбросами [63,108,154]. Начало таких ФП обычно совпадает с приходом межпланетной ударной волны и SSC. Связь между различными параметрами ФЭ и характеристиками CMEs/ICMEs (в частности, гелиодолгота источника) рассматривалась во многих работах (см., напр., [4,37,49,65,104, 111,112,122,176]). Первое детальное изучение было проведено в работах [111,112]. Но с тех пор накоплено огромное количество новых данных о событиях, произошедших на Солнце и возмущениях в межпланетной среде, что дает новые возможности для исследований. Статистический анализ таких событий требует большого объема данных, поскольку, как отмечалось в публикации [65], ситуация на орбите Земли может быть очень сложной из-за нескольких транзиентных событий, происходящих близко во времени и пространстве (см. также [59,94]). При взаимодействии же рекуррентных и спорадических структур бывает трудно разделить ФЭ, обусловленные различными типами возмущений [53,73,75,91].

Здесь мы исследовали только нерекуррентные ФЭ, т.е. события, связанные с CMEs/ICMEs. Для анализа отбирались следующие эффекты:

идентифицированные с солнечным источником; разделенные между собой временным интервалом, по меньшей мере, в 48 часов, чтобы избежать наложения серийных событий, или (когда разделение меньше) с амплитудой предыдущего ФП менее 1.5%. В базе данных DBFE набралось 334 таких события за период 1976-2010 гг. Все они были разделены на пять групп по гелиодолготным диапазонам их солнечных источников: Е91-Е46, Е45-Е16, Е15W15, W16-W45, W46-W91. Для каждой группы определялся ряд параметров, часть которых, использовавшаяся для анализа, представлена в таблице 2.4.

Усредненные параметры для всех Форбуш-эффектов с идентифицированными солнечными источниками в различных гелиодолготных секторах за период min -0.56±0.07 -0.57±0.04 -0.66±0.06 -0.81±0.12 -0.60±0. 59.13±6.02 67.21±6.52 88.43±6.35 92.12±8.56 75.70±9. 15.03±0.89 17.68±1.13 17.91±0.75 17.47±1.39 18.21±1. 521.7±19.2 569.4±14.8 541.1±13.6 564.0±18.0 597.3±21. VmBm 24.75±2.64 22.12±1.71 18.06±1.53 13.48±1.94 16.02±2. tmin 12.68±2.22 11.99±1.51 11.16±1.22 9.16±1.67 11.57±1. t(min) 0.166±0.021 0.163±0.012 0.156±0.013 0.149±0.013 0.132±0. AF/Bt Среди отобранных 334 событий: 99 эффектов оказались из центрального сектора видимого солнечного диска (E15-W15); 81 – из ближнего восточного (E45-E16); 67 – из ближнего западного (W16-W45); 40 и 47 событий – из удаленного восточного (E91-E46) и удаленного западного (W46-W91) секторов соответственно (рис. 2.16). Верхняя кривая построена по средним значениям амплитуды в каждом секторе.

Следует учесть, что из центральной зоны видимого диска Солнца к Земле приходят практически все возмущения, а из других зон – только их часть, причем, отфильтровываются самые слабые из выбросов. От дальних долгот приходят только самые большие и мощные ICMEs. В ближних восточном и западном секторах величины наблюдаемых ФП также несколько завышенные.

Рис. 2.16. Зависимость величины Форбуш-эффекта и Ap индекса геомагнитной активности от гелиодолготы солнечного источника. Треугольниками в верхней части рисунков показаны самые большие ФЭ с амплитудой AF 8% и величиной Ap 150 (2 нТл).

Для восточного сектора естественно предположить, что выбросов на каждый градус долготы было столько же, сколько из центральной зоны, но большая их часть прошла восточнее Земли и не оказала влияния на КЛ, приходящие на Землю. Поэтому они не попали в нашу базу данных. По грубой оценке только 1/3 часть из всех восточных выбросов оказывает влияние на околоземный солнечный ветер и КЛ около Земли. Учитывая только эти события, мы получаем существенно завышенные оценки эффективности выбросов от источников, удаленных по гелиодолготе. Для более точной оценки среднего эффекта от восточного выброса, следовало бы добавить к наблюдавшимся ФП еще 991.5–40=109 событий с нулевой величиной (делаем поправку еще и на то, что этот сектор в 1.5 раза больше по долготе). Для ближневосточного сектора мы, соответственно, добавляем 99–81=18 событий с нулевой величиной. Средний эффект для восточного сектора тогда был бы 402.47/(991.5)=0.67%, 472.26/(991.5)=0.72%, для ближнего восточного сектора – 812.90/99=2.37%, для ближнего западного сектора – 672.95/99=1.99%. В центральном секторе он останется без изменений 3.00%.

Таким образом, реальная разница в величине ФП между центральным и восточным секторами не десятки процентов, а в ~4.5 раза, а для западных секторов – в 4.2 раза (см. рис. 2.16, нижняя кривая). По-видимому, статистика восточных выбросов, создающих ФЭ, определяется, в основном, распределением их долготного размера. Она говорит о том, что большинство выбросов по полуширине не превышают 45.

Ситуация с западными выбросами несколько другая. Из-за геометрии межпланетного магнитного поля мы иногда можем видеть вариации КЛ от далекого западного источника, даже когда создающий их корональный выброс проходит далеко от Земли. Таким образом, область ФП оказывается (в своей восточной части) шире, чем область выброса или область, занятая межпланетным возмущением. Однако нельзя забывать, что из-за той же геометрии ММП величина ФП в этой восточной части меньше, чем в западной.

Видимо, поэтому в западном секторе больше ФП, чем в восточном, но их средняя величина намного ниже.

2.5. Связь параметров корональных выбросов и амплитуды Форбушэффектов Хорошо известно, что большая часть ФЭ, в том числе все большие эффекты, создаются, в основном, корональными выбросами массы (CMEs/ ICMEs). Понятно, что между параметрами CME и характеристиками ФП должны существовать достаточно тесные связи, но эти связи пока мало изучены. Отчасти это объясняется тем, что регулярные наблюдения CMEs начались сравнительно недавно. Однако сейчас, когда наблюдения выбросов солнечной плазмы на SOHO/LASCO отсчитывают уже второй солнечный цикл, такое объяснение выглядит устаревшим. В частности, подобные исследования начинают появляться в ряде работ (см., напр., [84,85,125,160]). В данном параграфе мы пытаемся объединить информацию о CMEs и ФЭ, накопленную в последние десятилетия, и сопоставить их характеристики.

Для изучения связи характеристик CMEs/ICMEs и параметров ФЭ мы объединили два источника: базу данных ФЭ и межпланетных возмущений DBFE (см. раздел 1.5) и каталог CMEs/ICMEs1 (далее CME-каталог) [98]. К CME-каталогу добавлены более детальные данные о корональных выбросах типа «гало»2 [93,95,100].

Отметим, что CME-каталог весьма полный, хорошо организован и удобен для исследований. Однако количественных данных о каждом выбросе в нем не много. К примеру, у CME нет точных координат, как у солнечных вспышек, поскольку эрупция CME – явление протяженное и его трудно привязать к преимущественное направление выброса, но это, скорее, качественная, чем количественная характеристика, позволяющая различать восточные, западные, северные и южные выбросы, да и то не всегда. Паллиативом, в разных ассоциированной солнечной вспышки [52,197].

У CMEs определяется (не всегда) угловой размер, но он дает далеко не полное представление о линейных размерах. Ясно, что в выборке с максимальными угловыми размерами (гало) объединены и действительно большие выбросы, и сравнительно маленькие, но центральные выбросы.

Полную информацию о линейных размерах нельзя получить даже для лимбовых событий, поскольку угловой размер зависит от формы выброса.

В CME-каталоге приводятся данные о массе и кинетической энергии корональных выбросов, но они носят оценочный характер и вычисляются только для малой доли всех событий, куда входят только прилимбовые CMEs.

URL: http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/ URL: http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/halo/halo.html Наиболее точно и детально определяется скорость коронального выброса и ее изменения на начальной фазе развития выброса. Однако и здесь трудно говорить о полной информации, поскольку скорость измеряется в картинной плоскости коронографов (напр., SOHO/LASCO), а практически важную скорость распространения к Земле можно только оценивать, и эти оценки модельно зависимы [99]. Очевидно, что данные об ускорении еще менее полные и точные.

Уже это короткое обсуждение, предполагает трудности в исследовании связи между характеристиками CMEs и параметрами ФЭ. По-видимому, нам будет недоставать надежной количественной информации о выбросах, причем для наиболее важных для нас событий (в частности, центральных) этот недостаток будет только усугубляться. Это затрудняет исследования, но, никоим образом, не отменяет их необходимости.

В данном параграфе используются данные по CMEs за 1996-2011 гг.

(около 17500 событий) и по ФЭ за тот же период (1762 события). Следует отметить, что связь ФП с конкретными CMEs определенно установлена только для 505 событий, поэтому далее мы будем различать две группы событий, исходя из степени отождествления с источником. К первой будут относиться события, в которых ФЭ отождествлены с конкретными выбросами. Вторая группа будет включать в себя все остальные события.



Pages:     | 1 |   ...   | 8 | 9 || 11 | 12 |   ...   | 20 |
 


Похожие материалы:

«Куприянов Владимир Викторович Численно-экспериментальное исследование вращательной динамики спутников планет 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель д. ф.-м. н. Шевченко Иван Иванович Санкт-Петербург – 2014 Оглавление Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Глава 1. Исторический обзор . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 1.1. Численное ...»

« Гожа Марина Львовна НАСЕЛЕНИЕ РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИКИ 01.03.02 – астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель доктор физико-математических наук, профессор В.А. Марсаков Ростов-на-Дону – 2014 2 Оглавление Введение………………………………………………………………………………. 5 Глава 1. Неоднородность населения рассеянных звездных скоплений в Галактике…………………………………………………………………………. 20 1.1 ...»

«ЧАЗОВ Вадим Викторович РАЗРАБОТКА И ПРИМЕНЕНИЕ АЛГОРИТМОВ ЧИСЛЕННО-АНАЛИТИЧЕСКОГО МЕТОДА ВЫЧИСЛЕНИЯ ПОЛОЖЕНИЙ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ Диссертация на соискание учёной степени доктора физико-математических наук Специальность 01.03.01. Астрометрия и небесная механика Москва – 2012 Содержание 1 Содержание Предисловие 7 1 Постановка задачи 17 1.1 Стандартные соглашения . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.1 Системы отсчёта . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.2 ...»

« УДК 524.7;524.72-4 КАЙСИНА Елена Ивановна БАЗОВЫЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК МЕСТНОГО ОБЪЕМА (01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия) ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: доктор физико–математических наук, профессор Караченцев И. Д. Нижний Архыз – 2014 2 Оглавление Введение Общая характеристика работы Актуальность Цели и задачи исследования Научная новизна Научная и практическая ценность работы Основные результаты ...»







 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.