WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 14 | 15 || 17 | 18 |   ...   | 20 |

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

-- [ Страница 16 ] --

Для настоящего анализа важным является тот факт, что в данном случае сильнейшая ГМБ (Dst –422 нТл) сочеталась со сравнительно слабым ФП (AF 4.7%). Такое сочетание характеристик показывает, что соответствующий ICME имел относительно небольшие размеры. В свою очередь это означает, что в процессе распространения от Солнца до Земли магнитное облако расширялось незначительно и, следовательно, сохранило внутри себя довольно сильное поле.

Этот важный вывод подтверждается результатами различных измерений в межпланетном пространстве и вблизи Земли. Как наземные, так и космические измерения подтверждают тот факт, что размер ICME в данном событии был небольшой, а величина магнитного поля внутри выброса достигала Bt 52 нТл.

Дополнительным важнейшим фактором для возникновения сильнейшей ГМБ послужил тот факт, что почти во всем межпланетном облаке практически все магнитное поле было ориентировано как южная Bz компонента (см. рис. 4.7).

Подробный анализ этого события с учетом описанных выше факторов проводится в настоящее время В.В. Гречневым и др.

Если исключить из рассмотрения событие №69, то из рис. 4.6а, на котором показаны только однозначно отождествленные события, видно, что при увеличении суммарного магнитного потока от 100 до 900 (в 10 20 Мкс) интенсивность ГМБ бури (Dst) увеличивается от –100 до –400 нТл. В аналитическом виде эта зависимость выглядит как:

рассчитанными по формуле (4.3.1) достигает r 0.67. Тем не менее, даже при наличии высокой корреляции наблюдается довольно большой разброс точек.

Вероятно, основная причина в том, что мы не учитываем факторы, определяющие знак Bz компоненты в выбросе. Что касается коридора ошибок, то в этом случае его границы приняты на уровне ±20% от линии регрессии, и в него попадают 12 из 29 событий (т.е. 41%) из группы S1. При учете события №69 коэффициент корреляции ухудшается и принимает значение r 0.53.

Из рис. 4.6а также видно, что события, произошедшие вне АО (), отличаются от событий, связанных с эрупциями в АО (). Несмотря на небольшие суммарные магнитные потоки, такие события вызывают интенсивные геомагнитные бури. На данном рисунке 5 из 6 точек лежат ниже линии регрессии и коридора отклонений. В этом случае, отклонение в сторону более интенсивных ГМБ, не может быть объяснено большими размерам ICMEs, поскольку, в отличие от ФП, на величину ГМБ размеры возмущения не влияют.

Интенсивность ГМБ определяется не глобальными характеристиками возмущения, а локальными параметрами той части ICME, в которую попадает Земля.

На рис. 4.6б к однозначно отождествленным одиночным событиям ( и, группа S1) добавлены сложные события и/или события с вероятно отождествленным солнечным источником, произошедшие в АО () и вне АО () (группы S2 и M2). Коэффициент корреляции между наблюдаемыми величинами ГМБ и рассчитанными по формуле (4.3.1) для этого общего ансамбля событий достигает r 0.57. Если же учесть событие №69, то коэффициент корреляции будет равен r 0.49.

Таким образом, интенсивность ГМБ обнаруживает зависимость от суммарного магнитного потока диммингов и аркад продольного поля на уровне фотосферы в соответствующем источнике на Солнце.

4.4. Временные характеристики возмущений межпланетной среды Этот раздел посвящен анализу связи суммарного магнитного потока диммингов и аркад с двумя транзитными временами: временем начала возмущения (TO) и временем пика ГМБ (TP). Напомним, что оба транзитных времени отсчитываются в данном случае от момента максимума соответствующей вспышки в мягком рентгене (см. рис. 4.8).

Разумеется, транзитные времена зависят от многих факторов и не определяются только мощностью солнечной эрупции. К примеру, транзитное время начала (TO) зависит также и от скорости фонового солнечного ветра, состояния гелиосферного токового слоя, степени взаимодействия с другими возмущениями в межпланетном пространстве и т.д. Что касается транзитного времени пика ГМБ (TP), то помимо мощности эрупции на Солнце, оно будет определяться тем, в какой части ICMEs (ведущей, хвостовой и т.д.) будет преобладать Bz с южной (отрицательной) ориентацией. Тем не менее, используя эруптивный магнитный поток Ф, можно оценить транзитные времена и, следовательно, транзитную скорость ICMEs.

Рис. 4.8. Транзитные времена: начала возмущения (TO) и пика ГМБ (TP).

Рис. 4.9а демонстрирует отчетливую связь между эруптивным параметром Ф и транзитным временем начала возмущения TO для однозначно отождествленных событий (группа S1), включающих в себя как эрупции в АО (), так и вне АО (). Из рисунка видно, что чем больше суммарный магнитный поток (т.е. чем мощнее эрупция), тем быстрее возмущение проходит расстояние от Солнца до Земли и тем быстрее начинаются ГМБ и ФП. В событиях со слабым эруптивным магнитным потоком Ф 100 (в единицах Мкс) возмущения на Земле начинаются через TO 70-95 часов. Самым мощным эрупциям с Ф = 500-900 (1020 Мкс) соответствует время начала TO 20 часов, при котором транзитная скорость ICME достигает ~2100 км/с.

Аналитически эта зависимость может быть представлена следующим образом:

Коэффициент корреляции между рассчитанными по формуле (4.4.1) и наблюдаемыми величинами TO для однозначно отождествленных событий группы S1 достигает r 0.84. Кроме того, в ±20% коридоре отклонений относительно линии регрессии, находится 21 событие из 31 (т.е. 68%).

Отметим, что на данном графике нет существенно отклоняющихся точек, как это было в предыдущих случаях. Зависимость транзитного времени TO от параметра Ф практически не нарушается, если рассматриваемые события из группы S1 дополнить событиями из групп S2 и M2 (см. рис. 4.9б).

Здесь коэффициент корреляции между наблюдаемыми величинами TO и рассчитанными по формуле (4.4.1), достигает r 0.81. В этом случае увеличивается разброс точек и уменьшается число событий попавших в коридор отклонений. Таких событий насчитывается 28 из 50 (т.е. 56%).

Рис. 4.9. Зависимость транзитного времени начала TO от эруптивного магнитного потока диммингов и аркад Ф: (а) однозначно отождествленные события с одним источником (группа S1); (б) все события, включая сложные, связанные с несколькими CMEs/ICMEs, и/или события, не отождествленные однозначно с солнечным источником (группы S2 и M2) Определяющая роль солнечных эруптивных источников настолько существенна, что пиковое транзитное время TP также обнаруживает аналогичную четкую зависимость от суммарного магнитного потока диммингов и аркад, несмотря на выше упомянутые мешающие факторы (см.

рис. 4.10). В аналитическом виде эта зависимость может быть представлена в следующем виде:

Из рис. 4.10а видно, что при значениях эруптивного магнитного потока Ф (в единицах 1020 Мкс) транзитное время пика принимает значения Tp 80- часов, а при больших значениях Ф = 500-900 (1020 Мкс) – TP 20-40 часов.

Коэффициент корреляции между наблюдаемыми величинами TP и рассчитанными по формуле (4.4.2) для событий из группы S1, достигает r 0.81. В этом случае в ±20% коридор отклонений попало 65% (20 из 31) и 58% (29 из 50) от всех событий из группы S1 и S1+S2+M2 соответственно. Что касается событий вне АО, то здесь отметим, что событиям с малым эруптивным магнитным потоком свойственны большие транзитные времена, что соответствует небольшой скорости распространения ICMEs.

Рис. 4.10. Зависимость транзитного времени пика ГМБ (TP) от эруптивного магнитного потока диммингов и аркад (Ф): (а) однозначно отождествленные события с одним источником (группа S1); (б) все события, включая сложные, связанные с несколькими CMEs/ICMEs, и/или события, не отождествленные однозначно с солнечным источником (группы S2 и M2).

Транзитное время начала (TO) характеризует не только приход ударной волны (SSC) и начало возмущения, но и начало ФП. При этом время пика ГМБ (TP) может не совпадать с моментом минимума интенсивности ГКЛ, т.е. пика ФП (TFD). Объясняется это тем, что на величину ФП и на интенсивность ГМБ влияют разные характеристики межпланетного возмущения. Время пика ГМБ (TP) зависит от того, в какой части выброса (в оболочке, головной или хвостовой) будет наблюдаться Bz южной ориентации. Время же пика ФП (TFD) определяется, прежде всего, глобальными характеристиками возмущения и максимальной напряженностью магнитного поля в выбросе. Рис. 4. демонстрирует такую же хорошую зависимость TFD от эруптивного параметра Ф, как и TP. Данную зависимость можно представить в следующем виде:

Коэффициент корреляции между наблюдаемыми величинами TFD и рассчитанными по формуле (4.4.3) достигает r 0.76, а в ±20% коридор относительно линии регрессии попадает 20 из 31 точек, что составляет 65% от числа всех рассматриваемых событий.

Рис. 4.11 Зависимость транзитного времени пика ФП (TP) от эруптивного магнитного потока диммингов и аркад (Ф). Однозначно отождествленные события с одним источником (группа S1).

Если сопоставить транзитные времена пика ГМБ (TP) и ФП (TFD) для однозначно отождествленных событий, то коэффициент корреляции будет достигать r 0.89. Чаще всего, при прогнозировании космической погоды стоит задача оценить время прихода возмущения (т.е., определить TO) и время максимума ГМБ (TP). Тем не менее, по временному профилю ФП можно многое сказать об источнике возмущения межпланетной среды (о типе, положении на Солнце и т.д.), особенно в тех случаях, когда наблюдаются смешанные события (подробнее см. в разделе 2.5).

Следует отметить, что здесь снова события, связанные с эрупциями волокон вне активных областей (), при малых значениях магнитного потока характеризуются, в основном, большим транзитным временем. А тот факт, что между транзитными временами и эруптивным параметром имеет место вполне определенная зависимость, позволяет заключить, что нет необходимости привлекать дополнительную информацию о скорости CME/ICMEs.

Физический смысл выражений (4.4.1) и (4.4.2) становится более понятным, если представить их в виде T = R/(V0+kФ). Здесь V0 – скорость фонового солнечного ветра, а kФ – скорость CMEs/ICMEs, зависящая от параметров солнечной эрупции. При R = 1 АЕ и V0 426 км/с коэффициент k для транзитного времени начала возмущения (TO) принимает значение 1.86, а для транзитного времени пика ГМБ (TP) – 1.41 (T выражается в секундах).

Если эруптивная составляющая kФ мала, то время прихода возмущения определяется, в основном, фоновой скоростью солнечного ветра. В случае мощных CMEs, где kФ V0, начальная скорость выброса задается параметрами эрупции. При этом, несмотря на аэродинамическое сопротивление солнечного ветра, транзитное время начала возмущения может составлять TO 2024 часа. Отметим, что в работе [159] приводится аналогичное по смыслу выражение для транзитной скорости в пределах 1 АЕ: VTR(км/с) = 400 + 0.8VCME, где вместо эруптивного магнитного потока стоит скорость CMEs в картинной плоскости.

Таким образом, по значению суммарного магнитного потока диммингов и аркад можно судить не только о величине соответствующего ФП и характеризующих как время прихода ICMEs к Земле, так и пики ГМБ и ФП.



Pages:     | 1 |   ...   | 14 | 15 || 17 | 18 |   ...   | 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.