WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 13 | 14 || 16 | 17 |   ...   | 20 |

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

-- [ Страница 15 ] --

Для ПЭ аркад оптимальным оказался критерий, выделяющий площадку над центром эрупции, в которой яркость КУФ излучения превышает 5% от максимальной в данный момент времени. Как известно, площадь ПЭ аркады увеличивается со временем. Поэтому, чтобы избежать неоднозначности, выделение ПЭ аркады производилось во время, близкое к моменту максимального потока излучения из обозначившейся площадки. Обычно это время близко ко времени пика соответствующей вспышки в мягком рентгене или немного запаздывает относительно него. В частности, для событий, связанных с эрупцией волокна вне АО, площадь аркады вычислялась во время пика в мягком рентгене. В событиях, связанных с большой солнечной эрупцией в АО и сопровождающихся интенсивной вспышкой (например, вспышкой класса X), часто наблюдается сильное рассеяние света и широкие яркие артефактные полосы в момент максимума вспышки. В таких случаях, для выделения аркад и измерения их параметров брался первый кадр, на котором не было искажений такого рода.

Полученный таким образом суммарный магнитный поток диммингов и ПЭ аркад () продольного поля на уровне фотосферы является наиболее полным и подходящим параметром для анализа геоэффективности солнечных эрупций, поскольку интенсивность ГМБ, амплитуда ФП, а также транзитные времена во многом определяются магнитными характеристиками CMEs/ICMEs и их источниками на Солнце. Эруптивный параметр Ф оценивается в пределах контуров диммингов и аркад, определенных с помощью вышеописанных критериев. В данном анализе для каждого события были вычислены магнитные поля на уровне фотосферы на основе данных прибора SOHO/MDI1. Для URL: http://soi.stanford.edu/magnetic/index5.html большинства событий (для 43 из 50) использовались 1 мин магнитограммы, но для 7 событий мы были вынуждены использовать магнитограммы с 5 минутной экспозицией. Специально проведенный анализ показал, что эруптивные магнитные потоки, рассчитанные по соседним 1- и 5- мин магнитограммам, различаются всего на несколько процентов.

Для оценки фотосферных магнитных потоков диммингов и ПЭ аркад, а также их суммарного потока брались магнитограммы до события, ближайшие ко времени эрупции. При дальнейшем анализе мы использовали суммарный магнитный поток диммингов и аркад как главный параметр солнечной эрупции.

4.1.3. Таблица событий В результате описанных выше процедур, было рассмотрено около солнечных эрупций 23-его цикла солнечной активности и сформирована таблица анализируемых событий (см. таблицу 4.1). Колонка 1 содержит порядковый номер геомагнитной бури, соответствующий номеру события в каталоге CDAW [203,204]. В колонках 2-5 отображена информация о характеристиках соответствующего межпланетного возмущения, в частности о времени пика ГМБ, минимальном значении Dst индекса, амплитуде ФП (AF), а также дате/времени прихода межпланетной ударной волны (SSC). В колонке обозначен класс события и уровень отождествления с источником. Буква «R»

означает, что информация по событию была нами скорректирована по сравнению с каталогом CDAW. Колонки 7-10 содержат информацию относительно солнечных эрупций: дату/время наблюдаемой эрупции, соответствующие пику вспышки в мягком рентгене на Солнце; балл и координаты рентгеновской вспышки, наблюдаемой на GOES; тип CME, который зависит от локализации источника эрупции относительно АО (AR – в АО, non-AR – вне АО). В колонке 11 приведены рассчитанные суммарные магнитные потоки для каждого из рассматриваемых событий. И, наконец, в колонках 12-14 представлены транзитные времена начала (TO) и пика возмущения (TP).

4.2. Величина Форбуш-понижения как индикатор информативности эруптивного параметра Ф Чтобы оценить информативность суммарного магнитного потока диммингов и аркад, анализировалась его взаимосвязь с величиной Форбушпонижения (AF), поскольку плотность КЛ не зависит от знака Bz компоненты магнитного поля в ICMEs, в отличие от величины ГМБ. Амплитуда ФП определяется, в основном, напряженностью магнитного поля в облаке выброса, а также скоростью распространения и размерами ICME, в то время как интенсивность ГМБ определяется величиной и продолжительностью Bz южной ориентации [53]. Сопоставление величины ФП с эруптивным магнитным потоком диммингов и аркад представляет интерес и само по себе, поскольку до этого оно не производилось.

На рис. 4.4 показаны зависимости величины AF от суммарного магнитного потока диммингов и аркад для разных групп событий. Здесь и далее все события делятся на четыре типа: закрашенные фигуры ( и ) обозначают однозначно отождествленные одиночные события, которые произошли в АО и вне АО соответственно; не закрашенными фигурами ( и ) обозначены сложные события, связанные с несколькими CMEs/ICMEs, и/или события, с вероятным отождествлением с солнечным источником, также произошедшие в АО и вне АО соответственно. На левых рисунках рассматриваются однозначно отождествленные события, а затем на правых рисунках – добавленные к ним сложные события и/или события с вероятным отождествлением.

Из рисунка видно, что для данных событий имеет место вполне определенная линейная зависимость величины AF от эруптивного магнитного потока Ф. При увеличении эруптивного параметра Ф от 30 до 900 (в единицах 1020 Мкс) ожидаемая величина AF возрастает от 0.8% до 25%. В аналитическом виде эта зависимость выглядит следующим образом:

Для однозначно отождествленных одиночных событий (рис. 4.4а) коэффициент корреляции между AF и параметром достигает r 0.94. Отметим, что такая высокая корреляция получается не только из-за большого вклада от события №67 (2003/10/30), вызванного знаменитой солнечной эрупцией 2003/10/28.

Высокая корреляция сохраняется и без учета этого события.

Рис. 4.4. Зависимость величины Форбуш-понижения (AF) от суммарного магнитного потока диммингов и аркад () на уровне фотосферы: (а) однозначно отождествленные одиночные события, которые произошли в активной области (АО) () и вне АО (); (б) все события, включая сложные события, связанные с несколькими CMEs/ICMEs, и/или события, не однозначно отождествленные с солнечным источником, произошедшие в АО () и вне АО (). Все события взяты из каталога CDAW.

Для дополнительной оценки разброса точек относительно линии регрессии были введены коридоры отклонений с границами в ±0.2 от линии регрессии, но не менее 1% величины ФП. Последнее условие выполняется при следующих значениях эруптивного магнитного потока и амплитуды ФП: Ф 1801020 Мкс и AF 5%. В результате, 18 из 29 событий (т.е. 62%) попадают внутрь выделенного коридора.

Как и следовало ожидать, если рассматривать все события вне зависимости от степени отождествления с источником, то разброс точек увеличивается, а коэффициент корреляции понижается (см. рис. 4.4б). Однако связь между амплитудой ФП и эруптивным параметром Ф остается попрежнему высокой (r 0.86). В этом случае в коридор отклонений попадает из 48 точек, что составляет 46% от всех событий.

Из рис. 4.4 видно, что события, связанные с эрупцией волокон вне АО ( и ), характеризуются небольшими значениями магнитного потока Ф 75х Мкс и сосредоточены, в основном, в области небольших величин ФП.

Очевидно, что причина этого заключается в том, что такие эрупции происходят в слабых магнитных полях. Тем не менее, 3 из 7 таких событий сопровождались ФП с амплитудами 3-6.3%. Это можно объяснить тем, что эрупции волокон вне активных областей, как правило, характеризуются большими размерами возмущения, а величина AF, в отличие от интенсивности ГМБ, зависит от этой характеристики возмущения.

Чтобы расширить статистику, на втором этапе данные из каталога CDAW [203,204] были дополнены событиями с величиной AF 3%, которые не сопровождались интенсивными ГМБ, c Dst –100 нТл. Необходимая информация бралась из базы данных DBFE (см. раздел 1.5). Таким образом, было рассмотрено около 80 событий. Как и в предыдущем случае, здесь также наблюдается линейная зависимость амплитуды AF от эруптивного магнитного потока Ф (см. рис. 4.5). Характеристики и аналитический вид этой зависимости немного отличаются от приведенной выше зависимости для CDAW событий:

Если рассматривать однозначно отождествленные одиночные события (рис.

4.5а), то в этом случае коэффициент корреляции будет равен r 0.84. Границы коридора также отклонены на ±0.2 от линии регрессии, но не менее 1.5% величины ФП. Минимальное условие выполняется при следующих значениях эруптивного магнитного потока и амплитуды ФП: Ф 273х1020 Мкс и AF 7.5%. Вычисления показывают, что 26 из 51 событий (т.е. 51%) попадают внутрь выделенного коридора. Если же рассматривать все события, включая ФП с вероятным отождествлением (рис. 4.5б), то коэффициент корреляции будет равен r 0.78, а в коридор попадут 37 из 78 событий (т.е. 47%).

Тот факт, что амплитуда AF зависит от эруптивного магнитного потока, дает основание проанализировать зависимости и других характеристик космической погоды, в частности, интенсивности ГМБ, от эруптивного параметра Ф.

Рис. 4.5. Зависимость величины Форбуш-понижения (AF) от суммарного магнитного потока диммингов и аркад на уровне фотосферы для расширенного ансамбля событий с включением ФП с амплитудой AF 3%, которые не сопровождались интенсивными ГМБ c Dst –100 нТл.

4.3. Зависимость интенсивности геомагнитных бурь от эруптивного магнитного потока Описанная в предыдущем разделе зависимость величины ФП (AF) от суммарного магнитного потока диммингов и аркад дает основания ожидать аналогичную зависимость между интенсивностью ГМБ (Dst) и эруптивным магнитным потоком Ф. При этом рассматривались следующие CDAW события:

интенсивные ГМБ, в которых заведомо присутствовала отрицательная Bz компонента. На первом этапе не рассматривались факторы, определяющие эту компоненту. На рис. 4.6 представлены зависимости интенсивности ГМБ от суммарного магнитного потока Ф для групп событий, произошедших в АО ( и ) и вне АО ( и ). Как и ожидалось, между параметром Ф и величиной Dst индекса наблюдается более слабая связь, чем с амплитудой ФП. Тем не менее, коэффициенты корреляций для различных групп событий по-прежнему остаются высокими.

Рис. 4.6. Зависимость интенсивности геомагнитной бури (Dst) от суммарного магнитного потока диммингов и аркад на уровне фотосферы (). Все события взяты из каталога CDAW.

Для начала рассмотрим однозначно отождествленные одиночные события (рис. 4.6а), которые произошли в АО (). Из рисунка видно, что даже при простом анализе (без дополнительного учета факторов, определяющих Bz) наблюдается отчетливая зависимость величины Dst индекса от эруптивного параметра Ф. Видно, что чем больше величина суммарного магнитного потока диммингов и аркад, тем интенсивнее соответствующая ГМБ. Отметим, что событие №69 (буря 2003/11/20; см. таблицу 4.1) является заведомым исключением. Это знаменитое событие было вызвано довольно умеренной эрупцией на Солнце (2003/11/18) и сравнительно медленным CME. Тем не менее, при относительно слабой вспышке и скромных значениях суммарного эруптивного потока Ф это была самая интенсивная ГМБ в 23-ем цикле солнечной активности (Dst –422 нТл). Причины исключительности этого события рассматривались в ряде работ (см. [134,166] и ссылки в них), однако до сих пор они остаются невыясненными.

Рис. 4.7. Характеристики межпланетной среды, измеренные на космическом аппарате ACE (ноябрь, 2003 г.).



Pages:     | 1 |   ...   | 13 | 14 || 16 | 17 |   ...   | 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.