WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 20 |

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

-- [ Страница 9 ] --

Все они больше в S-группе, это касается и средних, и максимальных величин. К примеру, усредненный параметр VmBm различается в ~1.7 раза (4.34±0.14 и 2.51±0.03). Но самые большие различия получаются для параметра RB – оценки максимальной жесткости частиц, которые способно отразить усиление магнитного поля в данном межпланетном возмущении [11,44]. Мы рассчитали эту величину для каждого события, в котором были достаточно полные измерения солнечного ветра, следующим образом:

где B(t) и V(t) – напряженность ММП и скорость солнечного ветра, B0 – постоянное значение напряженности, при котором поле можно считать невозмущенным (здесь выбрано B0=7 нТл), а суммирование ведется по часам от начала ФП (t0) до часа минимума плотности КЛ (tmin). Средние величины RB для двух групп различаются почти в 5 раз (32.0±2.8 и 6.7±0.4 для S- и NS-группы соответственно). Естественно, что более выраженные межпланетные возмущения группы S создают большие ФЭ. Это же справедливо и для сопутствующих возмущений магнитного поля Земли. Например, средние значения Ap индексов для S- и NS-групп равны 72.3 (2нТл) (умеренная ГМБ) и 34.4 (2нТл) (малая ГМБ) соответственно.

Анализируя только средние значения параметров для выделяемых групп трудно судить, в чем их различие, является ли оно только количественным или говорит о разнице в механизмах дополнительной модуляции КЛ. Ответ на эти вопросы скорее дадут сопоставления различных параметров. На рис. 2. представлена зависимость между максимумом ММП (Bt) и максимумом скорости VSW солнечного ветра для каждого из отобранных событий. Из общих соображений понятно, что они должны коррелировать между собой. Как в случае корональных дыр, так и в случае CMEs/ICMEs – чем больше скорость возмущенного солнечного ветра, тем сильнее он сжимает межпланетное вещество и межпланетное магнитное поле. К тому же, для относительно больших ICMEs корреляцию между скоростью выброса солнечного вещества и напряженностью выброшенного магнитного поля можно предполагать уже в солнечном источнике CMEs.

С другой стороны, очевидно, что скорость не является единственным параметром, определяющим возмущение солнечного ветра, в частности, эффективность его взаимодействия с окружающей средой. На это взаимодействие существенно влияет скорость фонового солнечного ветра, гелиосферный токовый слой, ранее созданные межпланетные возмущения и т.п.

Важно, что во многих выбросах максимум напряженности ММП часто наблюдается в магнитном облаке [58] без прямой связи со скоростью ветра, например, большие значения Bt можно видеть в медленных волоконных выбросах. С учетом сказанного, нас не должно удивлять, что корреляция между VSW и Bt для S- и NS-групп существует, но коэффициенты корреляции невелики (0.46 и 0.32 соответственно).

Рис. 2.10. Связь межпланетного магнитного поля и скорости солнечного ветра для каждого Форбуш-эффекта из групп S (квадраты) и NS (треугольники).

На первый взгляд из рис. 2.10 видно, что события S-группы имеют приблизительно такой же диапазон скоростей, что события группы NS. Но это не совсем так, поскольку по разным причинам (неполные данные по солнечному ветру, условия отбора, описанные в разделе 2.1) часть событий с большими скоростями не попали в выборку. К примеру, все события, связанные с корональными выбросами, в которых VSW 1000 км/с, и сопровождающиеся SSC, не попали в данную выборку, хотя должны принадлежать группе S.

Следует отметить, что величина скорости CMEs может достигать у Солнца нескольких тысяч километров в секунду, в то время как скорость потоков плазмы из корональных дыр существенно меньше. Даже в самых больших полярных корональных дырах по данным миссии Ulysses [86,136] скорость потока не превышает 900 км/с. Из рис. 2.10 также видно, что межпланетные возмущения группы S сильнее, чем в группе NS. Самые слабые (т.е. самые медленные и обладающие самым слабым ММП) возмущения относятся к NSгруппе, а самые сильные (быстрые и с большими значениями Bt), напротив, к Sгруппе. При одинаковых скоростях величина ММП достаточно сильно отличается, и регрессионная прямая для S-группы проходит намного выше, чем для NS-группы. Это означает, что в группе S при тех же скоростях происходят более сильные возмущения в межпланетном пространстве (большее усиление магнитного поля), чем в группе без ударных волн. Тем самым создаются условия для более глубокой модуляции галактических КЛ.

Облако точек S-группы не только расположено выше NS-облака, но и подругому развернуто, т.е. регрессионные прямые отличаются не только положением, но и наклоном. Сравним количественно параметры регрессий b=bNS=0.011±0.001. Видно, что между коэффициентами b имеется достаточно большое, статистически значимое различие. При увеличении максимальной скорости на 100 км/c максимальная напряженность ММП, в среднем, возрастает на 2.7 нТл в S-группе и только на 1.1 нТл в NS-группе. Таким образом, при росте скорости различие в величинах Bt возрастает. В пользу того, что межпланетные возмущения двух групп устроены по-разному, говорят и различия во временах максимумов скорости солнечного ветра t(VSW) и напряженности ММП t(Bt) (см. таблицу 2.3). Для NS-группы максимумы наступают позже (рис. 2.12), особенно велика разница для t(Bt). Максимум скорости отстает от максимума ММП на 14±1 часов в S-группе, и только на 8± часов в NS-группе. Мы видим, что между группами существуют не только количественные, но и качественные различия; следовательно, это, скорее, два разных распределения, чем две части одного и того же. Можно ожидать, что и механизм дополнительной модуляции КЛ в этих группах будет различным.

Подтверждение этому можно найти в таблице 2.3, в различиях средних величин отношения AF/Bt (0.159±0.007 и 0.109±0.001), которые говорят о том, что усиление напряженности ММП до одних и тех же величин, приводит к существенно большей модуляции в S-группе.

2.3.1. Зависимость величины AF от внутренних параметров Форбушэффекта Одним из внутренних параметров, помимо величины ФП, является параметр min (рис. 2.11), показывающий, на сколько процентов в час максимально падает плотность КЛ в данном событии.

Рис. 2.11. Зависимость величины Форбуш-эффекта от максимального часового уменьшения плотности (min).

Характеристика min является частью ФП, и не удивительно, что между min и AF в группе S наблюдается хорошая корреляция (коэффициент корреляции r –0.79). В группе NS она похуже (r –0.57), но и здесь достаточно очевидна. Это, в частности, дает возможность оценивать максимальную величину ФЭ уже на фазе спада интенсивности КЛ, при этом оценки будут различными для двух групп. Например, если min составляет 2%, то для событий в S-группе (в соответствии с данными линейной регрессии на рис. 2.11) можно ожидать величину AF 7.3%, а в группе NS – AF 6.1%.

Рис. 2.12. Схематическое изображение средних Форбуш-эффектов в группах S и NS (по данным таблицы 2.3).

Заметны также различия во временном развитии эффектов различных групп (см. рис. 2.12 и таблицу 2.3). Понижение КЛ в S-группе развивается быстрее, и его минимум (более глубокий) достигается несколько раньше (tmin), чем в NS-группе. Гораздо больше различаются времена t(min). Минимум ФП в S-группе наступает в среднем через 8.9±0.9 часов после t(min), а в NS-группе различие времен существенно меньше – 3.7±0.7 часов. Кроме различий следует отметить и важное сходство двух групп: в обеих группах наибольший спад плотности (t(min)) наблюдается сразу же после максимума напряженности ММП (t(Bt)).

Часть внутренних параметров ФЭ описывает анизотропию КЛ. На рис.

представлена зависимость вариации плотности от величины экваториальной составляющей Aхy анизотропии галактических КЛ.

Рис. 2.13. Зависимость амплитуды Форбуш-эффекта от величины анизотропии галактических космических лучей для групп S и NS.

Из рисунка видно, что наклон регрессионных прямых для двух групп достаточно сильно различается. Различаются и времена достижения максимальных величин Axy в двух группах (см. таблицу 2.3 и рис. 2.13). В Sгруппе t(Axy)=18.9±0.8 часов, а в NS-группе t(Axy)=25.5±0.5 часов; максимальная анизотропия в одной группе наблюдается до минимума ФП, а в другой – после.

Можно найти и другие отличия в проявлениях анизотропии, но здесь это не обсуждается.

2.3.2. Зависимость амплитуды Форбуш-эффекта от параметров возмущения межпланетной среды В данном параграфе рассматривается зависимость величины ФЭ от напряженностью ММП в возмущениях солнечного ветра [38,39,62,110].

Существует и их связь со скоростью солнечного ветра [7,46]. Но в работе [49] было показано, что сильнее всего величина ФП зависит от произведения скорости солнечного ветра на напряженность ММП (VmBm), максимальных для данного возмущения. На рис. 2.14 представлено поведение амплитуды AF в зависимости от величины этого параметра. Видна существенная разница между группами: события в группе S являются более возмущенными, поскольку в этих событиях, как правило, больше и скорость, и межпланетное магнитное поле.

Рис. 2.14. Зависимость величины Форбуш-эффекта от параметра VmBm (характеристики возмущенности солнечного ветра).

Если определять долю событий в S- и NS- группах при параметре VmBm8, то будет выделено 35 событий (~1/15) для S-группы и 14 событий (~1/174) для группы NS. При VmBm 15 события группы NS вовсе отсутствуют, а в S есть таких событий(~1/77). Мы вновь видим, что S-группе соответствуют более сильные межпланетные возмущения. Не менее важно, что различна связь между AF и VmBm (коэффициент линейной регрессии bS=0.46±0.03 в группе S, а в NS-группе bN=0.21±0.01). Мы видим, что при одинаковом возмущении межпланетной среды, события в S-группе, сопровождаются большим по величине ФЭ, чем события в NS-группе. Например, если параметр возмущения солнечного ветра VmBm равен 10, то для событий группы S средняя величина ФЭ будет ~4.9%, а для событий NS-группы ~2.6%, что почти вдвое меньше. Такое различие в эффективности заставляет думать, что при совпадении в величине VmBm межпланетные возмущения разных групп различны в чем-то другом, например, в размерах или структуре, и это дает возможность предполагать, что в разных группах преобладают разные источники возмущений солнечного ветра. Подобные же различия между группами выявлялись, когда вместо VmBm мы брали другие характеристики возмущения солнечного ветра, например Bt или RB (см. выше).

Таким образом, межпланетные возмущения имеют не только разную структуру, но и модулируют КЛ различным образом. Мы вправе предполагать, что в двух группах преобладают различные механизмы модуляции КЛ, и связываем S-группу преимущественно с CMEs/ICMEs, а NS-группу – с высокоскоростными потоками солнечного ветра из корональных дыр.

Разумеется, речь идет только о некотором преобладании, и оба механизма действуют в обеих группах. Следует отметить, что сделанные выводы, строго говоря, справедливы только для специальных выборок, из которых мы исключили перекрывающиеся и близкие по времени события. Скорее всего, событий, обусловленных ICMEs, было исключено больше, и это могло в какойто степени повлиять на результаты.



Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 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.