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

4.5. Апробация разработанной методики ранней диагностики геоэффективности солнечных эрупций В качестве эксперимента раннее прогнозирование возмущений космической погоды по результатам диагностики солнечных эрупций проводилось в 2010 г. (на фазе роста начавшегося 24-го цикла) в Центре прогнозов космической погоды ИЗМИРАН и дало, в целом, положительные результаты. По параметрам диммингов и аркад большинство из эрупций в этот период, близкий к минимуму активности, были относительно небольшими и, согласно оценкам, должны были приводить к довольно слабым возмущениям космической погоды, что и подтвердилось. Одна из самых крупных солнечных эрупций произошла 3 апреля 2010 года и сопровождалась вспышкой B7.4 в мягком рентгене, пик которой пришелся на 09:54 UTС. Димминги и постэруптивная аркада именно этого события показаны на рис. 4.1. Суммарный магнитный поток в этом случае был Ф 1101020 Мкс. Такому магнитному потоку соответствуют оцениваемая амплитуда ФП AF 3% и максимальная ожидаемая интенсивность ГМБ Dst –110 нТл.

Реально наблюдавшаяся величина ФП оказалась достаточно близкой к прогнозируемому значению AF 2.6%, но измеренная интенсивность ГБМ Dst –73 нТл была заметно слабее оценочной. Такое сочетание значений ФП и ГМБ возможно, когда отрицательная часть Bz компоненты магнитного поля ICME составляет лишь часть от полной напряженности магнитного поля выброса. То, что это имело место в данном случае, подтверждается результатами прямых измерений, приведенных в каталоге OMNI1: во время пика в Dst южная компонента была равна половине от полного магнитного поля (см рис. 4.12).

Рис. 4.12 Вариации полного магнитного поля и Bz компоненты (верхняя панель) и вариации плотности КЛ (нижняя панель) в апрельском событии 2010 г.

Что касается транзитных времен, то транзитное время начала возмущений у Земли равнялось TO 47 часов и было меньше, чем ожидаемое (TO часов), а наблюдаемое время пика ГМБ (TP 77 часов) было близко к ожидаемому (TP 82 часа). Примерно такое же соотношение ожидаемых и наблюдаемых величин AF, Dst, TO и TP получилось при диагностике других эрупций из центрального сектора солнечного диска в 2010 году.

Описанный предварительный инструмент, основанный на выделении диммингов и постэруптивной аркады и расчете их магнитного потока, обеспечивает самую раннюю диагностику геоэффективности солнечных эрупций и прогноз интенсивности, времени начала и пика предстоящих ГМБ и ФП. Разумеется, этот способ ранней диагностики должен использоваться в будущем как начальный этап и составная часть всего комплекса имеющихся различных методов прогнозирования и моделирования космической погоды.

Мы рассматриваем предложенный метод количественной диагностики URL: http://omniweb.gsfc.nasa.gov геоэффективности солнечных эрупций как предварительный, поскольку предстоит еще многое сделать для его развития. Прежде всего, зависимость интенсивности ГМБ от эруптивного магнитного потока следует дополнить взаимодействующих с магнитосферой Земли. Во-вторых, для практического применения этого метода в настоящей ситуации с регулярными солнечными изображений телескопа EIT и магнитограмм MDI, получавшихся в течение 23го цикла на космической обсерватории к соответствующим изображениям телескопа AIA и магнитограммам MDI, получаемым в настоящее время на борту обсерватории SDO (см. [127]).

4.6. Основные результаты и выводы главы По данным 23-го цикла солнечной активности установлены зависимости между количественными параметрами солнечных эрупций, с одной стороны, и характеристиками соответствующих нерекуррентных возмущений, проявляющихся в виде интенсивных ГМБ (с Dst–100 нТл) и ФП – с другой. В качестве исходного параметра впервые использовался суммарный магнитный поток диммингов и постэруптивных аркад продольного поля () на уровне фотосферы. Приведенные выше результаты показывают, что параметры межпланетных возмущений, вызванные CMEs/ICMEs, в значительной степени определяются энергетикой и пространственными размерами солнечных распространение корональных выбросов от Солнца до Земли. Это особенно справедливо для мощных (в терминах магнитного потока) эрупций.

– Оказалось, что при увеличении эруптивного магнитного потока до 9001020 Мкс, амплитуда ФП увеличивается линейно до 25%.

– Получена статистически значимая связь между величиной Dst индекса и эруптивным магнитным потоком. Самые сильные солнечные эрупции, характеризующиеся большими магнитными потоками (Ф 3001020 Мкс), вызывают интенсивные ГМБ с Dst –400 нТл.

– Магнитный поток диммингов и аркад показывает также отчетливую обратную корреляцию с временными параметрами ФП и ГМБ, в частности, с транзитными временами их начала TO и максимума TP. При увеличении эруптивного параметра Ф транзитные времена уменьшаются с 35 до 1 суток. Выражения (4.4.1) и (4.4.2) показывают, что в первом приближении скорость CMEs/ICMEs линейно возрастает с увеличением суммарного магнитного потока в их источнике на Солнце. С другой стороны мы установили, что величины ФП и ГМБ зависят от эруптивного магнитного потока (см. выражение (4.2.1) и (4.3.1) соответственно).

Комбинация этих результатов позволяет понять известную зависимость магнитного поля в ICME на орбите Земли от скорости CMEs вблизи Солнца [200], а также, зависимость амплитуды ФП от скорости ICMEs [53,160].

– Большинство рассмотренных событий были связанны с солнечными эрупциями в АО. Немногие события, произошедшие в результате эрупции волокон вне АО, как правило, характеризовались незначительными магнитными потоками, большими транзитными временами и относительно слабыми ГМБ и ФП. Тем не менее, некоторые из таких волоконных событий приводили к интенсивным ГМБ и ФП по сравнению с эрупциями в АО при том же магнитном потоке. Наиболее вероятная причина указанной особенности состоит в том, что критерий выделения площадок диммингов и аркад, примененный для эрупций в АО, не полностью подходит для эрупций вне АО, поскольку последние сопровождаются более слабыми диммингами и аркадами по сравнению с эрупциями в АО.

Из комбинации полученных нами аналитических выражений, описывающих зависимости интенсивности ФП (4.2.1), ГМБ (4.3.1) и транзитного времени начала возмущения (4.4.1) от эруптивного магнитного потока, следует, что слабые ФП и ГМБ характеризуются, в основном, большими значениями транзитного времени и, наоборот, для коротких значений транзитного времени типичны самые интенсивные ФП и ГМБ. Эта закономерность следует как из прямых измерений, которые показывают наличие высоких скоростей плазмы во время сильных ФП и ГМБ, так и из нашего анализа, который показывает, что величина ФП/ГМБ и скорость ICMEs в значительной степени определяются мощностью солнечной эрупции, выраженной в магнитном потоке диммингов и аркад. Следует отметить, что тенденция обратной корреляции между величиной ГМБ и транзитным временем ICME подтверждается данными наибольших исторических ГМБ (см., [74]). В частности, в знаменитом событии Кэррингтона, произошедшем в г., наблюдалась самая мощная ГМБ (Dst 850 нТл) [177], причем начало возмущения на Земле зафиксировалось спустя 17 часов после вспышки на Солнце.

Зависимости основных характеристик нерекуррентных возмущений межпланетной среды от эруптивного магнитного потока диммингов и аркад, представленные в аналитической форме эмпирическими выражениями (4.2.1), (4.3.1), (4.4.1) и (4.4.2), формируют некий предварительный инструмент для ранней диагностики геоэффективности солнечных эрупций и прогнозирования основных параметров космической погоды. Важно отметить, что уже в момент, близкий ко времени солнечной вспышки, используя изображения в КУФ диапазоне и магнитограммы Солнца, можно оценить магнитный поток диммингов и аркад, а затем оценивать ожидаемую интенсивность ГМБ, амплитуду ФП, а также величины транзитных времен. Следует помнить при этом, что зависимости, приведенные выше, получены для достаточно больших эрупций, которые создавали сильные геомагнитные бури с Dst –100 нТл, и во всех рассмотренных событиях присутствовала южная компонента.

Последнее означает, что для ГМБ в настоящее время можно получать оценку интенсивности, близкую к максимальной для данного эруптивного магнитного потока, т.е. интенсивность, которую можно ожидать в случае, если Bz компонента будет отрицательной.

Заключение Основные результаты, полученные в диссертационной работе:

Усовершенствована и обновлена базы данных транзиентных явлений в космических лучах и межпланетной среде (добавлены новые события, проверена и уточнена информация по ранним событиям, добавлены новые параметры, характеризующие солнечные и межпланетные возмущения).

Выполнен статистический сравнительный анализ Форбуш-эффектов с внезапным (совпадающим с внезапным началом геомагнитной бури – SSC) зависимости, характеризующие связь величины Форбуш-эффекта с параметрами межпланетных и геомагнитных возмущений, и показано, что они существенно различаются для выделенных групп событий. Основной причиной этих различий является то, что события с внезапным началом в большей мере обусловлены корональными выбросами (CMEs/ICMEs), в то время как значительная часть событий другой группы – высокоскоростными потоками плазмы из корональных дыр.

Выявлена количественная зависимость величины Форбуш-понижения от III.

гелиодолготы соответствующего источника. На основе событий 1976- гг. показано, что центральные источники создают существенно большие понижения по сравнению с прилимбовыми, а восточные источники, в целом, эффективнее западных.

IV.

исключительно высокой солнечной и геомагнитной активности в 19-м цикле солнечной активности. Возможная причина такого дефицита в том, что размеры самых мощных корональных выбросов в 19-м цикле были меньше, чем размеры CMEs/ICMEs в более поздних циклах.

По данным 23-го цикла солнечной активности установлены зависимости интенсивности нерекуррентных Форбуш-понижений и геомагнитных бурь, а также транзитных времен начала и пика этих возмущений от магнитного потока ультрафиолетовых диммингов и аркад в соответствующих источниках на Солнце.

Предложены основы методики ранней диагностики геоэффективности VI.

солнечных эрупций, позволяющей по измеряемому эруптивному магнитному потоку ультрафиолетовых диммингов и аркад, вызываемых CMEs, с заблаговременностью от 1 до 4 суток оценивать возможную интенсивность и временные параметры соответствующих Форбушпонижений и геомагнитных бурь.

Литература 1. Абунин А.А. Связь величины Форбуш-эффекта с внутренними и внешними параметрами // Баксанская молодежная школа экспериментальной и теоретической физики. Труды 10-й БМШ ЭТФ. – 2010. – Т. 2. – С. 74–81.

2. Абунин А.А., Абунина М.А., Белов А.В., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Форбуш-эффекты с внезапным и постепенным началом // Геомагнетизм и Аэрономия. – 2012. – Т. 52. – №3. – С. 313–320.

3. Абунин А.А., Абунина М.А., Белов А.В., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Форбуш-эффекты 19-го цикла солнечной активности // Изв. РАН, Сер. физ. – 2013. – Т. 77. – №5. – С. 599–601.

4. Абунина М.А., Абунин А.А., Белов А.В., Ерошенко Е.А., Асипенка А.С., Оленева В.А., Янке В.Г. Связь параметров форбуш-эффектов с гелиодолготой солнечных источников // Геомагнетизм и Аэрономия. – 2013. – Т. 53. – №1. – С. 13–22.

5. Алексаньян Т.М., Белов А.В., Янке В.Г. и др. Экспериментальные исследования геомагнитных эффектов в космических лучах и спектр эффекта возрастания перед магнитными бурями // Изв. РАН, Сер. физ. – 1982. – Т. 46. – №9. – С. 1689.