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

На рис. 4.2 представлены разностные изображения КУФ телескопа SOHO/EIT1 в канале 195 [76], на которых видны темные димминги и яркие аркады в эруптивных источниках самых глубоких ФП 23-го цикла солнечной активности. Из рисунка видно, что димминги и аркады занимают значительную Extreme ultraviolet Imaging Telescope часть видимого солнечного диска и, в целом, визуализируют солнечные эрупции. До сих пор в аспекте космической погоды димминги и аркады использовались, в основном, как качественный индикатор, который показывал, в какую сторону распространяются ICMEs в межпланетном пространстве – движется ли выброс к Земле или эрупция произошла на обратной стороне солнечного диска (см., напр., [205]).

Магнитный поток диммингов на уровне фотосферы рассчитывался в нескольких работах, причем, только для небольшого числа событий и сравнивался с магнитным потоком в ICMEs (в частности, в магнитных облаках), определенном из прямых измерений на 1 AE (см. [77,133]).

4.1. Методика и используемые данные 4.1.1. Рассматриваемые события Данный анализ основан на каталоге больших геомагнитных бурь, подготовленный центром CDAW1 (см. [203,204]). Каталог содержит данные по наиболее интенсивным ГМБ за период 1996-2005 гг., в которых индекс геомагнитной активности Dst –100 нТл. Помимо информации о ГМБ, в каталоге содержатся данные о соответствующих солнечных источниках и межпланетных возмущениях. В дополнение к каталогу CDAW нами принимался во внимание уточненный и обновленный список ICMEs (около 300 событий) в 23-ем цикле солнечной активности [159], в котором содержится информация об их предполагаемых источниках, основных свойствах и соответствующих геомагнитных эффектах.

В каталоге CDAW все события разделены на три класса в зависимости от характера ГМБ, особенностей распространения возмущения в межпланетном пространстве и типа солнечного источника. К классу S относятся одиночные возмущения, вызванные изолированными CMEs/ICMEs. Смешанные события и/или события с несколькими источниками составляют класс M. И, наконец, к классу C относятся магнитные бури, вызванные высокоскоростными потоками Coordinated Data Analysis Workshop солнечной плазмы из корональных дыр. Кроме того, в зависимости от степени надежности отождествления ГМБ с солнечными источниками, все классы делятся на три уровня. Самой высокой степенью надежности отождествления является уровень 1. Это означает, что ГМБ однозначно отождествляется с конкретной одиночной эрупцией на Солнце. Уровень 2 соответствует менее уверенному отождествлению, где, скорее всего, имеют место несколько источников возмущения межпланетной среды. И, наконец, к уровню относятся сложные события, где имеет место неоднозначная идентификация солнечного источника. Отметим, что событиям класса M автоматически присваивается степень надежности отождествления уровня 2 или 3 из-за их сложной внутренней структуры. Для событий класса M, в случаях, где это было возможно, выбирались самые большие значения Dst индекса, а параметры диммингов и ПЭ аркад вычислялись по самом мощной, подходящей по времени, солнечной эрупции.

Следует еще раз подчеркнуть, что в данной работе мы имеем дело только с нерекуррентными геомагнитными бурями S и M классов, которые были вызваны спорадическими солнечными эрупциями. Следовательно, события Cкласса, которые связанны с корональными дырами, не рассматриваются.

Чтобы свести к минимуму проекционные эффекты параметров диммингов и аркад, нами были рассмотрены только те ГМБ, источники которых находились в центральной зоне солнечного видимого диска в пределах ±45o от центрального меридиана. Более целесообразно было бы использовать зону ±30o от центрального меридиана [190], но в этом случае число рассматриваемых событий заметно уменьшается. Часть нерекуррентных интенсивных ГМБ с источниками из центральной зоны видимого диска Солнца не были включены в общий список рассматриваемых событий. Одни события не рассматривалась из-за полного отсутствия данных с космического аппарата SOHO (здесь и далее события пронумерованы в соответствии с нумерацией в каталоге CDAW): №6, 1997/11/23; №11, 1998/08/06; №13, 1998/08/27; №14, 1998/09/25; №20, 1999/02/18; №23, 1999/11/13. Другие события не были включены в общий список по причине отсутствия EIT-изображений: №47, 2001/11/06; №72, 2004/04/04; №85, 2005/06/12. Третьи – из-за отсутствия MDI магнитограмм Солнца [165]: №15, 1998/10/19. Также не анализировались события, в которых не был известен солнечный источник: №2, 1997/04/22; №7, 1998/02/18; №28, 2000/08/11; №31, 2000/10/05; №40, 2001/04/22; №58, 2002/10/01.

В ходе анализа была выполнена проверка событий из каталога CDAW: с помощью базы данных ФП и межпланетных возмущений, созданной в ИЗМИРАН [45,47]; по данным электронного каталога корональных выбросов SOHO/LASCO [196]; а также на основе всех доступных солнечных и солнечноземных данных, полученных из наземных и космических наблюдений. В результате этой проверки были внесены некоторые уточнения и поправки, касающиеся отождествления ГМБ с солнечными эрупциями.

Помимо деления на классы и уровни отождествления с источником возмущения, все события были разделены на те, которые произошли в активной области (АО) и те, которые связанны с эрупцией волокна вне АО. Последние отмечены в каталоге CDAW как «QS», т.е. спокойная солнечная область.

Причина такого деления заключается в том, что эрупции этих двух категорий сильно отличаются друг от друга как диммингами и ПЭ аркадами, так и создаваемыми ими эффектами космической погоды (см., напр., [69,97,184]).

4.1.2. Анализируемые параметры В качестве параметра, характеризующего интенсивность геомагнитной бури, нами использовался минимальный часовой Dst индекс в окончательной версии (для событий 1997-2006 гг. – http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/ index.html). Отметим, что на момент публикации каталога CDAW [203] была доступна только часть окончательно утвержденных индексов, и для ряда событий (в частности, для событий 2004-2006 гг.) в каталоге принимались Michelson Doppler Imager предварительные значения Dst индекса. После утверждения финальных данных в событиях №73 (2004/07/23) и №83 (2005/05/20) Dst индексы получились немного больше, чем –100 нТл. Тем не менее, из-за высокой степени рассматриваемых событий.

Что касается космических лучей, то в качестве максимальной величины ФП принимались минимальные значения плотности КЛ в период события, полученные для жесткости протонов 10 ГВ методом глобальной съемки [20,50].

В ряде сложных событий наблюдалось наложение нескольких эффектов, например, в событиях №67-68 (2003/10/30) (см. рис. 4.3) и №50-51 (2002/04/18Из рис. 4.3 видно, что 2003/10/29 наблюдается первый минимум в КЛ, после чего на фазе начавшегося восстановления первого ФЭ начинает развиваться второе ФП. В таких случаях в таблицу 2.1 вносилась величина только первого ФП, поскольку точную величину второго ФП определить невозможно.

Рис. 4.3. Пример наложения нескольких Форбуш-понижений в октябре 2003 г.

При рассмотрении временных параметров ГМБ и ФП, в качестве момента эрупции на Солнце бралось время пика, соответствующей вспышки в мягком рентгене (по данным GOES1). Для нескольких событий, связанных с эрупцией волокна вне АО и не сопровождающихся рентгеновской вспышкой, в качестве времени эрупции принималось время пика эмиссии ПЭ аркады, видимой в URL: http://www.swpc.noaa.gov/ftpmenu/warehouse.html канале 195.

В настоящей работе анализировались два транзитных времени: начала возмущения TO – интервал между временем эрупции на Солнце и временем прихода соответствующей ударной волны к Земле, практически совпадающем с SSC1 (Storm Sudden Commencement.) и пика ГМБ TP (интервал между временем эрупции на Солнце и пиком геомагнитной бури, т.е. моментом минимального часового значения Dst индекса).

изображения Солнца в канале 195 (преобладающая линия FeXII, характеристическая температура 1.3 МК), получаемые на космическом телескопе КУФ диапазона SOHO/EIT [57]. Соответствующие FITS-файлы были взяты из электронного EIT-каталога2. Эти изображения получаются обычно в патрульных наблюдениях с интервалом 12 мин. Солнечное вращение в анализируемых изображениях компенсировалось, и затем из каждого из них вычитался один и тот же кадр до события [68]. В большинстве случаев охватывалось 3-4 часа с начала эрупции. За это время основные димминги и аркады уже полностью формируются, а эволюционных, не относящихся к делу структур такого рода обычно бывает немного. В ряде случаев наблюдения с 12ти мин интервалом на телескопе EIT проводились не в канале 195, а в канале 304. В такой ситуации, когда это было возможно, для формирования диммингов и аркад использовались два или три изображения в канале 195, полученные с интервалом 6 часов. Например, это было сделано для солнечных эрупций, соответствующих событиям: №41, 2001/08/14; №63, 2003/05/27; №84, 2005/05/26.

программы, разработанной на языке IDL. Программа позволяет выполнить следующие необходимые операции. Во-первых, с ее помощью производится URL: ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUDDEN_COMMENCEMENTS/storm URL: http://umbra.nascom.nasa.gov/eit/eit-catalog.html выполняется компенсация солнечного вращения. На третьем этапе осуществляется вычитание из всего набора изображений фиксированного кадра до начала события. Это позволяет видеть изменения яркости, происходящие на видимом солнечном диске в связи с анализируемой эрупцией. В-четвертых, по выбранным критериям выделяются площадки существенных диммингов и ПЭ аркад, образующихся в области анализируемой эрупции. На пятом шаге происходит измерение площадей и излучения (суммарной яркости) в областях диммингов и аркад. И, наконец, на шестом этапе осуществляется совмещение полученных изображений диммингов и аркад с магнитограммами SOHO/MDI и вычисление магнитных потоков на фотосфере, соответствующих этим образованиям.

В ходе анализа были выявлены пороги относительных изменений яркости, оптимальные для выделения диммингов и аркад. По ряду причин выбирались именно относительные, а не абсолютные пороги. Во-первых, только относительные пороги позволяют учесть вклад диммингов в структурах, чья яркость была сравнительно небольшая перед эрупцией. Во-вторых, благодаря относительным порогам можно уменьшить влияние временных вариаций характеристик EIT-детектора, а также изменений в калибровочных процедурах. В-третьих, относительные пороги позволят в будущем применять количественные результаты данного анализа к данным других КУФ телескопов, в частности, телескопа AIA1 [126], установленного на борту космического аппарата SDO2.

Параметры диммингов вычислялись на так называемом «портрете», который формируется по максимальной глубине депрессии (т.е. минимальной яркости) в каждом пикселе по всему набору изображений. Было установлено, что критерием выделения диммингов целесообразно считать снижение яркости вследствие эрупции более, чем на 40%. При меньших величинах порога на Atmospheric Imaging Assembly Solar Dynamics Observatory диммингов, не связанных с рассматриваемой эрупцией, а при больших – пропадают некоторые существенные димминги, расположенные вблизи центра эрупции и явно относящиеся к ней.