СТАТЬИ И ПУБЛИКАЦИИ

Вход или Регистрация

ПОМОЩЬ В ПАТЕНТОВАНИИ НАУЧНО-ТЕХНИЧЕСКИЙ ФОРУМ Научно-техническая библиотекаНаучно-техническая библиотека SciTecLibrary
 
Cтатьи и Публикации    Астрономия    Наблюдения и расчеты (методики) О ВОЗМОЖНОСТИ ПРОГНОЗА МАГНИТНЫХ БУРЬ ПО РЕЗУЛЬТАТАМ МОНИТОРИНГА ОСЦИЛЛЯТОРНОГО РЕЖИМА СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

О ВОЗМОЖНОСТИ ПРОГНОЗА МАГНИТНЫХ БУРЬ ПО РЕЗУЛЬТАТАМ МОНИТОРИНГА ОСЦИЛЛЯТОРНОГО РЕЖИМА СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

 УДК 550.385:511.61

Препринт ИЗМИРАН №1(1154), Троицк, апрель 2003

(представлено в Вестник Отделения наук о Земле РАН)

© Ольга Валерьевна Хабарова

© Е. А. Руденчик

Контакт с авторами: olik3110@izmiran.troitsk.ru, olik3110@hotmail.com

Институт Земного Магнетизма, Ионосферы и Распространения Радиоволн АН

142190, Троицк, Московская область 

Введение

Прогнозирование магнитных бурь является одной из наиболее важных проблем солнечно-земной физики. В качестве основных неблагоприятных для человечества последствий возмущенной геомагнитной обстановки традиционно называют ухудшение коротковолновой радиосвязи, наводки в линиях электропередач, отрицательное воздействие на спутники (их поверхностную ионизацию, выход из строя солнечных батарей и др.). В последние десятилетия активно изучается биологический эффект изменений космической погоды и магнитных бурь – их влияние на функциональное состояние живых организмов. Однако объективная статистика оправдываемости прогнозов магнитных бурь показывает, что качество прогноза до сих пор остается неудовлетворительным [1].

Наибольшее внимание уделяется прогнозу тех магнитных бурь, которые могут развиться вследствие взаимодействия высокоскоростных потоков солнечного ветра (СВ) вспышечной и эруптивной природы со спокойным солнечным ветром и магнитосферой Земли. Характерная особенность спорадических потоков - наличие ударной волны перед основным телом потока. Когда ударная волна достигает орбиты Земли, магнитосфера резко поджимается, скачком увеличивается напряженность геомагнитного поля (ГМП) и при отрицательном (южном) направлении вертикальной компоненты межпланетного магнитного поля существует высокая вероятность внезапного начала магнитной бури. Следует отметить, что, хотя эта вероятность и велика, некоторые бури от спорадических потоков могут оказаться и без внезапного начала, кроме того “внезапное начало” - скачок магнитного поля может и не сопровождаться последующим развитием магнитной бури. Список “внезапных начал” (SSC) можно найти в бюллетене IAGA или на сайте http://zeus.wdcb.ru/wdcb/stp/sudden.com.

Для прогноза таких бурь обычно используются комплексные методы, например,

- прогноз вероятности спорадического выброса коронального вещества;

–анализ вероятности и времени прихода к Земле потока от места выброса с данными координатами;

–проверка направления межпланетного магнитного поля ММП (южное “-” направление ММП в сочетании с высокой скоростью и плотностью солнечного ветра - наиболее благоприятные условия для начала магнитной бури);

- использование моделей, опирающихся на знание статистической связи между солнечно-земными параметрами: поиск сочетания численных значений этих параметров, предваряющих начало бури (используются солнечные данные, данные по плазме солнечного ветра и космическим лучам, а также индексы геомагнитной активности) [1],[2].

Оперативная информация о состоянии активных областей на Солнце, наличии корональных выбросов и текущих параметрах солнечного ветра имеется в свободном доступе в сети интернет, поэтому точность прогноза зависит от выбранной модели солнечного ветра и использования морфологически-статистических признаков, являющихся ноу-хау данной прогностической лаборатории. Заблаговременность (долгосрочность D Т) прогноза магнитных бурь от спорадических потоков колеблется от нескольких часов до двух-трех дней, а оправдываемость таких прогнозов – в среднем, 70-75% [1].

Между тем, магнитные бури могут быть спровоцированы не только спорадическими потоками, но и потоками смешанного типа, а также чисто рекуррентными, истекающими из корональных дыр. И если в годы максимума солнечной активности таких потоков немного, то в годы минимума они существенно преобладают над спорадическими, а интенсивность бурь рекуррентной природы зачастую не уступает интенсивности поствспышечных бурь.

Смешанные типы потоков могут характеризоваться наличием ударной волны или больших градиентов (как положительных, так и отрицательных) плотности и продуцировать бури с внезапным началом, заносимые в вышеупомянутый каталог IAGA (таким образом, внезапное начало – не гарантия спорадической природы магнитной бури). Набегание же рекуррентного потока характеризуются плавным нарастанием параметров, соответственно бури от таких потоков – без внезапного начала. Рекуррентные бури не заносятся в популярный каталог IAGA, в результате чего он не отображает действительное количество бурь.

Прогноз бурь от рекуррентных потоков основан исключительно на солнечных наблюдениях в сочетании со статистически известным фактом 27-ми и 14-дневной повторяемости рекуррентных потоков в годы минимума солнечной активности, а также на факте их частой регистрации вблизи секторной границы. Однако достоверность прогнозов бурь “рекуррентной” и смешанной природы серьезно уступает данным прогнозов бурь спорадической природы (в годы минимума солнечной активности оправдываемость прогноза может снижаться до 30%) [1].

В связи с этим особенно актуальным становится поиск новых прогностических факторов и закономерностей, знание которых позволило бы улучшить оправдываемость прогнозов магнитных бурь, являющихся следствием прихода к Земле высокоскоростных потоков различного происхождения.

На данный момент большинство исследований по улучшению качества прогноза магнитных бурь направлены на мониторинг динамики солнечных процессов (то есть на улучшение качества предсказания выбросов корональной массы или появления корональных дыр).

Но от Солнца до Земли 150 млн. километров, которые высокоскоростным потокам еще нужно преодолеть. В фотосфере и короне Солнце может одновременно происходить масса нестационарных процессов, информация о которых передается в солнечный ветер, который крайне редко можно назвать “спокойным”. Потоки солнечного ветра разных скоростей по мере распространения расплываются, сталкиваются друг с другом, в результате чего к Земле зачастую приходит “конгломерат”, природу которого мы можем установить лишь post factum.

Любая модель солнечного ветра, используемая для прогноза, имеет свои ограничения и не способна описать реальную обстановку в космическом пространстве. В результате при прогнозировании по солнечным данным мы имеем накапливающуюся ошибку в определении момента и факта начала магнитной бури: ошибку предсказания вероятности спорадического выброса или истечения рекуррентного потока плюс ошибку модели солнечного ветра. Для спорадических выбросов эта ошибка будет меньше, для потоков из корональных дыр и потоков смешанных типов – больше.

Улучшить качество прогноза можно, опираясь дополнительно на спутниковые данные. Краткосрочные прогнозы, использующие текущие данные спутников NASA, находящихся примерно на расстоянии 1.5 млн км от Земли вверх по потоку солнечного ветра очень точны, но малоактуальны (солнечный ветер преодолевает это расстояние за 0.5–1час, соответственно заблаговременность D Т прогноза не может быть больше часа). Немного больше D Т у прогнозов, определяющих значения индексов геомагнитной активности по соотношению между параметрами солнечного ветра и геомагнитного поля, взятыми за последние 3-6 часов.

Однако в последнее время, в связи с увеличением компьютерной мощности, появилась новая возможность диагностики космической погоды – мониторинг колебательного режима солнечного ветра и геомагнитного поля. В этой области еще очень мало исследований, широкомасштабных программ нет, существует лишь небольшое число работ, в которых проводился анализ изменения осцилляторного режима во время бурь (см., например, [3]). Между тем, компьютерные методы спектрального анализа сигнала в приложении к солнечно-земной физике могут дать массу практически полезной информации.

 

1. Используемые данные 

Для анализа были выбраны следующие данные с разрешением 1 мин:

а) три компоненты геомагнитного поля (h, e, z) магнитометрической станции ИЗМИРАН, Троицк (долгота 37.31, широта 55.48), находящейся с ней на одной широте датской обсерватории Brorfield (долгота 11.67, широта 55.62) и финской обсерватории Sodankyla (долгота 26.63, широта 67.37), доступные на сайте http://web.dmi.dk/projects/wdcc1/master.html

б) параметры солнечного ветра по данным спутников IMP8 и Wind-SWE:

скорость и концентрация протонов солнечного ветра; наиболее вероятная тепловая скорость протонов ( масса протона, k- постоянная Больцмана, T – температура); вариация угла “запад-восток”, под которым истекает солнечный ветер; вертикальная (Bz) компонента межпланетного магнитного поля.

Плазменные и магнитные данные предоставлены NASA и доступны на сайте http://nssdc.gsfc.nasa.gov/omniweb/ .

С помощью Вэйвлет-анализа были обработаны минутные данные за 1995г. целиком. В этот год было зафиксировано 72 возмущения геомагнитного поля различной интенсивности (даты и время моментов начал магнитных бурь и соответствующие им значения параметров солнечного ветра см. в Таблице 1).

Таблица 1. Начала магнитных бурь 1995г.

Дата,

дд.мм.гг

Время,

Час:мин

Bz,

нТ

V,

км/с

01.01.95*

19:40

1,2

22,3

342

02.01.95

10 :17

-0,6

9,2

468

10.01.95

17 :48

-0,9

8,6

413

16.01.95

10 :40

-5,0

17,4

338

20.01.95

19 :13

-1,8

9,2

363

21.01.95

20 :12

-

15,2

371

28.01.95*

18 :47

2,0

33,0

321

06.02.95

23 :38

-4,8

6,3

409

07.02.95

20 :43

-5,5

4,3

449

11.02.95

06 :33

-7,6

26,9

383

26.02.95*

03 :59

-7,4

40,6

289

03.03.95

12 :12

1,8

2,5

471

04.03.95*

01 :15

4,1

10,9

435

04.03.95*

12:09

-0,6

8,3

436

09.03.95

06 :31

-1,8

10,6

465

23.03.95*

09 :38

-3,9

13,3

321

26.03.95

06 :43

-4,6

36,3

331

01.04.95*

17 :20

-8,4

4,5

389

06.04.95

22 :22

-1,7

29,5

322

18.04.95*

11 :10

-0,1

17,2

356

22.04.95

10 :30

-4,8

27,6

331

01.05.95*

21 :58

7,6

14,1

389

13.05.95*

11 :57

11,9

4,1

335

15.05.95

22 :33

-2,3

24,4

338

23.05.95

17 :21

-5,2

13,4

480

30.05.95

02 :51

-9,6

17,4

434

16.06.95

18 :54

-5,4

16,6

352

18.06.95

04 :18

-4,6

18,1

353

19.06.95

02 :01

-1,5

33,5

366

25.06.95

12 :38

-2,4

24,2

423

28.06.95

14 :51

-5,4

12,8

365

30.06.95

10 :20

-3,4

16,3

494

03.07.95

20 :14

-3,2

22,4

341

09.07.95

14 :19

-1,7

21,0

327

16.07.95

13 :15

-13,0

50,1

389

24.07.95*

02 :53

1,2

26,8

367

30.07.95

20 :46

-1,5

19,7

311

07.08.95

14 :05

-2,7

16,9

372

09.08.95*

12 :31

-0,1

4,0

567

13.08.95

22 :23

-4,0

8,3

486

17.08.95*

02 :57

1,0

5,8

437

19.08.95

20 :29

-5,6

29,1

320

22.08.95*

13 :08

-0,6

9,4

359

24.08.95*

22 :24

3,0

32,0

342

04.09.95

21 :49

-5,3

13,8

317

05.09.95

09 :30

-4,8

34,0

328

10.09.95

14 :31

-0,9

11,4

414

15.09.95

09 :38

-5,8

13,4

424

23.09.95

18 :06

-3,7

10,3

406

27.09.95

14 :48

-11,5

16,7

387

29.09.95*

11 :12

3,9

7,6

385

02.10.95

11 :42

-1,5

46,0

351

03.10.95

17 :31

-6,1

10,8

420

04.10.95

11 :14

-1,2

9,0

625

16.10.95

18 :10

-5,1

26,8

330

18.10.95*

11 :21

1,0

30,0

411

20.10.95

03 :33

-2,4

27,2

454

22.10.95

21 :27

-1,1

10,0

413

23.10.95

17 :56

-5,0

10,9

388

24.10.95

16 :32

-2,3

9,3

415

30.10.95*

10 :08

-2,6

20,1

318

04.11.95

12 :34

-3,2

15,4

421

05.11.95

13 :32

-3,1

12,1

477

11.11.95

20:56

-5,98

17,9

323

16.11.95*

21 :19

0,0

-

-

27.11.95*

08 :27

0,0

64,2

329

01.12.95

13 :30

-6,5

12,5

383

03.12.95

19 :28

-2,0

14,2

405

12.12.95

14:22

-3,48

16,27

326

15.12.95*

15 :15

5,2

12,9

342

22.12.95

13 :46

-14,9

20,2

294

24.12.95*

06 :00

0,3

41,4

398

* - внезапные начала (SSC)

В Таблице 2 приведены данные общей статистики по плазме солнечного ветра за 1995г. (средние значения, отклонения и коэффициенты корреляции между параметрами).

Детально проанализировано состояние ближайшего космического пространства и геомагнитного поля во временной окрестности магнитных бурь, наиболее часто обсуждаемых в периодических изданиях. Результаты такого исследования для 58-ми временных интервалов, включающих в себя 81 магнитную бурю 1991-2000гг., представлены в Таблице 3, соответствующие им графические файлы – в открытом доступе ИЗМИРАН ftp://helios.izmiran.rssi.ru/Khabarova.zip. В совокупности набрана статистика по 142 магнитным бурям.

 

2. Некоторые статистические факты 

Для начала приведем совокупность фактов, которыми можно руководствоваться при выборе нового прогностического фактора. Анализ параметров солнечного ветра показывает частые расхождения между теоретическими представлениями о структуре высокоскоростных потоков, их способности вызывать магнитные бури и реальными данными. Общепринятые классические модели представляют рекуррентные (квазистационарные) потоки и спорадические потоки (последствия корональных выбросов CME-coronal mass ejections и вспышек) как образования с резкими краями (или ударными волнами), вклинивающиеся в спокойный, квазистационарный солнечный ветер [1].

 

Рисунок 1. Схематическое представление а) спорадических и б) рекуррентных потоков солнечного ветра.

 

На Рисунке 1а схематически изображен спорадический поток, имеющий на переднем фронте ударную волну, за которой следует область нагретой плазмы и магнитное облако (MC-magnetic cloud). При этом предполагается, что скорость V и плотность r на ведущем крае нарастают одновременно. Рисунок 1б описывает распространение рекуррентных потоков из корональных дыр в область квазистационарного медленного солнечного ветра, текущего в поясе стримеров или цепочках стримеров. Иногда указывается, что рекуррентный поток, распространяясь в медленном солнечном ветре, “обрастает” на краях уплотнениями - областями взаимодействия разноскоростных потоков (CIRs - corotating interaction regions) [1, 2]. Считается, что плотность в рекуррентном потоке ниже своего среднестатистического значения.

Само название “высокоскоростной поток” указывает на то, что о свойствах потока судят, преимущественно, по такой характеристике как его скорость. Плотности при этом отводится второстепенная роль, поскольку динамическое давление солнечного ветра (-масса протона; n – концентрация протонов) пропорционально квадрату скорости. Параметру D уделяется большое внимание, поскольку известно, что начала магнитных бурь ассоциируются с резкими изменениями динамического давления. В спокойном солнечном ветре скорость V ~ 250ч400 км/с, , а в основном теле высокоскоростного потока n бывает даже ниже своего среднестатистического значения. Из этого обычно делается вывод о том, что скорость вносит главный вклад как в величину, так и в изменение динамического давления солнечного ветра. В результате для анализа геоэффективности набегающего потока солнечного ветра помимо параметра D часто используют величину потока поступающей энергии, в которую плотность просто не входит: - параметр Акасофу (здесь H – напряженность межпланетного магнитного поля (ММП), q - угол между ММП и направлением на зенит).

Однако анализ плазменных данных солнечного ветра за 1995 и 2000гг. показывает, что геоэффективная роль плотности СВ сильно преуменьшена. В таблице 2 представлены результаты расчетов коэффициента корреляции между концентрацией протонов n, скоростью V, квадратом скорости, динамическим давлением D и их средние значения за весь год по 1-минутным данным (число точек для каждого параметра: 525600). Видно, что коэффициент корреляции между концентрацией протонов солнечного ветра и его динамическим давлением в десять раз больше, чем между скоростью (или квадратом скорости) и динамическим давлением. Такие же величины корреляции дает и выборка по моментам начала магнитных бурь 1995г. (данные таблицы 1).

Аналогичные расчеты по минутным данным для года максимума солнечной активности - 2000г. дают значения корреляции . Видим, что влияние изменений плотности на динамическое давление то же; влияние скорости возросло, но оно все равно существенно меньше связи между n и D. Коэффициент корреляции между плотностью и скоростью меньше, но обратная зависимость между n и V сохраняется и для года максимума 11-ти летнего цикла солнечной активности.

Таким образом, основной вклад в величину динамического давления вносит скорость, но изменения динамического давления солнечного ветра преимущественно определяются его плотностью, а не скоростью.

 

Таблица 2.

Среднее

значение

за год

Средне- квадратичное отклонение

Коэффициент корреляции за год

n

V

D

9.25

6.9

n

1

-0.50

-0.50

0.77

V, км/с

429

111

V

-0.50

1

0.98

0.06

-0.50

0.98

1

0.07

, Па

D

0.77

0.06

0.07

1

 

Этот факт очень важен для понимания тех процессов в солнечном ветре, следствием которых является магнитная буря. В ряде работ последних лет на базе отдельных событий и коротких временных интервалов отмечалась связь резких скачков плотности солнечного ветра ( за несколько минут) с началами магнитных бурь [4]-[6].

Долгосрочный анализ показал, что в 1995г. в подавляющем большинстве случаев (79%) магнитные бури были спровоцированы как положительным, так и отрицательным скачком плотности солнечного ветра при среднестатистических значениях скорости (то есть градиент скорости либо отсутствовал, либо был пренебрежимо мал). В этих случаях нарастание скорости солнечного ветра существенно запаздывало относительно плотности. Всего лишь 18% случаев можно отнести “к теоретически-классическим” - с одновременным нарастанием скорости и плотности на ведущем крае потока. И только 3% относится к случаям, когда V нарастала раньше r .

Некоторые примеры вышесказанного представлены на Рисунках 2-4. Данные по плазме солнечного ветра на них получены аппаратом Wind-SWE; Х-компонента геомагнитного поля – по измерениям обсерватории Соданкюля, Финляндия, Н-компонента – по измерениям обсерватории Брорфилд, Дания.

 

Рисунок 2. Условия в солнечном ветре, соответствующие магнитным бурям с внезапным началом. а) теоретически ожидаемые условия при начале бури 18 октября 1995г.: ударная волна и в скорости, и в плотности СВ, одновременное нарастание n и V ; б) буря 13 ноября 1998г. началась после скачка плотности при практически неизменной скорости СВ, скачок и нарастание которой были зарегистрированы лишь через 8 часов после SSC.

 

Рисунок 3. Условия в солнечном ветре во временной окрестности магнитных бурь с внезапным началом. а) буря 26 ноября 1994г. спровоцирована положительным градиентом плотности солнечного ветра при слабом изменении его скорости б) буря 26 февраля 1995г. является следствием отрицательного градиента плотности при несущественных изменениях в скорости. В обоих случаях нарастание скорости отстает от нарастания плотности.

 

Рисунок 4. Условия в солнечном ветре во временной окрестности магнитных бурь без внезапного начала. а) 6 апреля 1995г. началась магнитная буря вследствие скачков плотности солнечного ветра при неизменной скорости; б) буря 18 сентября 1998г. имела все предпосылки иметь внезапное начало, вследствие набегания на магнитосферу потока с ударной волной в плотности и скорости солнечного ветра, однако нарастание Х-компоненты геомагнитного поля было плавным. В обоих случаях нарастание скорости отстает от нарастания плотности.

 

Рисунок 2а дает представление об условиях в солнечном ветре, при которых регистрировалась магнитная буря с внезапным началом (SSC). Этот случай соответствует теоретическим представлениям о способности высокоскоростных потоков с ударной волной на ведущем крае вызывать магнитные бури.

Рисунки 2б и 3 описывают ситуации, являющиеся отклонениями от стандартных моделей высокоскоростных потоков, но преобладающие в исследованный период. SSC в этих случаях были спровоцированы положительными или отрицательными градиентами плотности, а градиент скорости либо отсутствовал (Рис.3), либо регистрировался уже после градиента плотности и начала магнитной бури (Рис.2б). Обращает на себя внимание тот факт, что в этих случаях плотность нарастает существенно раньше скорости.

На Рисунке 4 представлены примеры двух потоков, следствием набегания которых на магнитосферу явились магнитные бури без внезапного начала. Рисунок 4а соответствует дырочно- волоконно-стримерному потоку (по классификации К.Г.Иванова [7]), резкие изменения плотности которого вызвали начало магнитной бури при значениях скорости солнечного ветра ниже среднего.

Рисунок 4б является ярким примером того, что не всякая ударная волна, взаимодействующая с магнитосферой, является причиной магнитной бури с внезапным началом, хотя такая буря может не уступать по интенсивности буре с SSC. Поток на этом рисунке - тоже от нескольких источников, и так же в нем нарастание плотности опережает рост скорости. Тип начала магнитной бури и ее интенсивность зависит не только от внемагнитосферных причин, но и от энергетического состояния магнитосферы, “магнитосферной предыстории” конкретной бури. Анализ экспериментальных данных показывает, что частый повтор условий в СВ, благоприятных для начала магнитных бурь (с промежутком в один-три дня), может привести к тому, что повторные бури окажутся более слабыми, чем первая и не будут иметь внезапного начала.

Данные рисунки хорошо демонстрируют свойство солнечного ветра, проявляющееся в большинстве случаев регистрации высокоскоростных потоков:

Этот вывод подтверждается и данными корреляционного анализа за весь 1995г. (см. Таб.2): коэффициент корреляции между n и V отрицательный, то есть n , в среднем, падает при росте V и наоборот. Даже анализ плазменных данных из относительно короткой выборки Таблицы 1 (всего 72 значения по каждому параметру против 525600, соответствующих Таблице 2) дает то же значение коэффициента корреляции между n и V: -0.5. Рисунок 5 служит графическим представлением вышесказанного.

 

Рисунок 5. Зависимость “концентрация протонов солнечного ветра - скорость солнечного ветра” по данным Таблицы 1.

 

Из таблицы 1 видно, что V в высокоскоростных потоках изменяется слабее, чем концентрация частиц: величина среднеквадратичного отклонения за год для V составляет 25% от среднего значения, против 75% для n. Анализ гистограмм распределения вероятности попадания Bz, V и n в определенный интервал значений показывает, что скорость в моменты начала магнитных бурь имеет распределение, близкое к распределению за год. Гистограммы за весь 1995 год (черный цвет) и для моментов начала бурь (светлые полосы) для Bz, V и n представлены на Рисунке 6. Видно, что, в отличие от скорости, концентрация протонов и вертикальная компонента межпланетного магнитного поля в моменты начала магнитных бурь преимущественно отличаются от своих средних значений и значений, присущих спокойному периоду: , а Bz –компонента, в основном, отрицательная.

 

Рисунок 6. Гистограммы распределения вероятности Р попадания Bz, V и n в определенный интервал значений. Ось абсцисс разбита на 22 интервала, крайние два интервала включают все события, где значения величин больше граничных; сумма всех значений вероятности для каждой гистограммы равна единице. Черные гистограммы – распределение за весь 1995г по данным с разрешением 1 минута; светлые – то же в моменты начала магнитных бурь (см. Таблицу 1).

 

Дадим количественную оценку того, что отличие между распределениями значений Bz и n за весь год и в моменты начала бурь не является случайным. Будем рассматривать Bz и n как случайные величины. Предположим, что их функции распределения совпадают с распределениями значений Bz и n за весь год. Будем называть это утверждение нулевой гипотезой. Покажем, что в этом случае вероятность того, что выбранные наугад 72 значения этих случайных величин будут иметь распределение, близкое наблюдаемому, - является практически нулевой. Такая постановка задачи является классической для проверки статистических гипотез [8]. Для ее решения вводится случайная величина, которая называется статистикой Пирсона

. (1)

где - частоты попадания исходной случайной величины (Bz, V или n ) в заданные 22 интервала значений (), вероятности попадания исходной случайной величины в те же интервалы. В предположении о справедливости нулевой гипотезы вероятности являются известными детерминированными величинами, а случайная величина имеет заданное распределение (а именно, распределение Хи-квадрат с степенями свободы).

Если экспериментально наблюдаемое значение близко к среднему значению распределения, в том смысле, что отличается от него на одно – два среднеквадратичных отклонения, то оснований отвергать нулевую гипотезы нет. Среднее значение распределения Хи-квадрат равно , среднеквадратичное отклонение . Экспериментальные значения , , . Вероятности того, что случайная величина окажется больше экспериментальных значений или равна им (уровни значимости), соответственно, равны , , а для скорости . Именно эти вероятности и являются количественной мерой случайности отличия между распределениями значений Bz, V и n за весь год и в моменты начала бурь. Т.о. утверждение, что значения магнитного поля и плотности несут информацию о начале магнитных бурь, носит практически достоверный характер, в то же время значения скорости перед бурями статистически не выделяются.

Все вышесказанное говорит в пользу того, что скорость солнечного ветра является параметром, в меньшей степени, чем плотность, определяющим начала магнитных бурь. Cкорость плохо подходит и для прогностической оценки приближения “высокоскоростных” потоков к Земле (поскольку в большинстве случаев о приходе потока сначала возвещает скачок плотности, а не скорости).

Анализ экспериментальных данных показывает, что при приближении высокоскоростных потоков в 80% случаев наблюдается слабое нарастание плотности не только ранее роста скорости, но и ранее основного скачка n, провоцирующего начало магнитной бури. Эта тенденция к слабому росту может проявляться от нескольких часов до нескольких дней до прихода основного потока с повышенной плотностью солнечного ветра. Величину производной плотности по времени (что соответствует приросту за 10 часов), можно считать прогностическим фактором (или “алертом” - alert) и существенно усилить его, введя в рассмотрение дополнительный параметр, – интенсивность осцилляций плотности солнечного ветра.

 

3. Анализ осцилляторного режима геомагнитного поля и солнечного ветра – поиск нового прогностического фактора

Итак, изменения плотности почти целиком определяют изменения динамического давления солнечного ветра, а также характеризуют приход как спорадических, так и рекуррентных или смешанных потоков. Поэтому имеет смысл обратить особое внимание на то, что происходит с плотностью солнечного ветра перед ее основным скачком, ассоциируемым с началом магнитных бурь. Имеет смысл рассмотреть изменения не только плавные, определяемые часами, но и более быстрые, минутные, которые уже можно называть колебаниями.

Повсеместно используемые графики и магнитограммы, в виде которых представляются данные геомагнитного поля (ГМП) и солнечного ветра (например, каталоги Кинга(King), данные магнитометрических станций и пр.), удобны для первичной морфологической оценки происходящих процессов. Надо признать, что до сих пор основным прогностическим методом многих лабораторий остается визуальная оценка параметров солнечного ветра и ГМП. Система “глаз – мозг” позволяет хорошо выделять огибающие и закономерности развития процессов, т.е. дает информацию преимущественно о крупномасштабных особенностях наблюдаемых данных. Однако информация об изменении колебательного режима сигнала при этом неизбежно теряется. А ведь эта информация могла бы быть полезна для изучения условий в солнечном ветре и геомагнитном поле, при которых начинаются магнитные бури.

Данную проблему можно решить с помощью спектрального анализа сигнала, например, выделением из большого массива данных наиболее интересных интервалов и обработкой их с помощью быстрого Фурье-анализа данных (Fast Fourier Transform - FFT). При этом сигнал представляется как совокупность синусоидальных и косинусоидальных гармоник. Однако FFT обладает существенным недостатком – он “скрадывает” информацию об изменении частотного режима во времени: Фурье-спектр дает возможность судить о наличии в сигнале колебаний с такой-то частотой, но не сообщает, например, являются ли эти колебания постоянно присутствующими в сигнале, или они появляются и исчезают со временем.

Даже так называемый оконный Фурье-анализ (Short-Time Fourier Transform), при котором разложение сигнала на гармоники проводится внутри окна выбранной ширины, плохо подходит для исследования быстро меняющегося сигналов с широким набором частот, каковыми являются интересующие нас данные. Поэтому для анализа осцилляторного режима геомагнитного поля и солнечного ветра имеет смысл выбрать Вэйвлет-анализ.

Вэйвлет-анализ совмещает в себе “оконную” технику с одновременным изменением ширины окна. Но главное его отличие от Фурье анализа – выбранная для разложения сигнала функция j (t). Она не бесконечная, как у Фурье разложения, а быстро стремящаяся к нулю. Причем ее среднее по времени значение должно равняться нулю.

Примеры Вэйвлетов из семейства “Гауссовых” (Рис.7): слева - “Мексиканская шляпа” - вторая производная от функции Гаусса; справа – третья производная от функции Гаусса. В данной работе будет использован правый Вэйвлет, хорошо “зарекомендовавший” себя в геофизике:

(2)

 

Рисунок 7. Примеры базисных функций для Вейвлет-анализа

 

Теперь возьмем произвольный сигнал – некоторую функцию s(x) (переменную x – реальное время процесса временем), и произведем ее вейвлет-анализ при помощи вейвлета j . Результатом Вейвлет-анализа этого сигнала будет функция C(x,a) , которая зависит уже от двух переменных - от времени x и от масштаба a. Для каждой пары x и a (a>0) рецепт вычисления значения C(x,a) следующий:

Растянуть вейвлет в a раз по горизонтали и 1/a раз по вертикали. Сдвинуть его в точку x. Полученный вейвлет обозначим j (x,a). Далее усредняем значения сигнала в окрестности точки a при помощи j . При фиксированном значении масштаба a функция C(x,a) есть свертка исходной функции с растянутым в a раз вейвлетом. Итак, коэффициенты разложения исходного сигнала будут функциями масштаба (частоты) и выбранных точек b на оси временной шкалы t.

(3)

 

В результате мы получим трехмерную картину: реальное время процесса –масштаб (частота или период) - амплитуда гармоники с данной частотой в данный момент времени. Интервалы значений коэффициентов можно замаркировать разными цветами и сделать рисунок двумерным.

На Рисунке 8 приведен пример анализа синусоидального сигнала с нарастающим в течение трех дней периодом. По горизонтальной оси – реальное время процесса (часы), по вертикали – масштаб (период в минутах). Величина коэффициентов (интенсивность окраски) говорит о качестве совпадения (корреляции) формы оригинального вэйвлета и сигнала при данном значении масштаба. Как положительные, так и отрицательные малые значения коэффициентов говорят о практическом отсутствии корреляции и поэтому замаркированы серым цветом. Это гарантирует выявление колебаний, имеющих экстраординарную амплитуду. В данных исследованиях серый фон будет соответствовать обычному, невозмущенному состоянию геомагнитного поля и солнечного ветра.

 

Рисунок 8. Пример Вэйвлет-анализа сигнала с нарастающим периодом. Вверху – тестируемая функция, внизу –результат (горизонтальная ось - реальное время процесса, часы; вертикальная – период в минутах). Видно, что в течение трех дней период плавно менялся от 10 мин до 70 мин.

 

4. Результаты вэйвлет-анализа данных солнечного ветра и геомагнитного поля за 1995г.

Был проведен Вэйвлет-анализ плазменных параметров солнечного ветра и трех компонент геомагнитного поля по трем станциям (см. пункт Используемые данные) за весь 1995г. Результат представлен в виде фильма, содержащего помимо бегущей вэйвлет-картины (или графика амплитуд колебаний плотности с гармониками 10мин, 30мин, 50мин, 70 мин, 90 мин) графики:

-вертикальной компоненты межпланетного магнитного поля;

Фильм может быть предоставлен в свободное пользование любого исследователя по предварительной договоренности с авторами.

Для 10-ти бурь 1995г, вызвавших наибольший интерес специалистов в области солнечно-земной физики, имеются отдельные полноцветные вэйвлет-картины, помещенные по ftp-адресу ftp://helios.izmiran.rssi.ru/Khabarova.zip. К ним присовокуплены результаты вэйвлет-анализа плотности солнечного ветра и горизонтальных компонент ГМП в окрестности начал 71 магнитной бури других лет. Примеры представлены на Рисунках 9, 10 и 12, а сводная Таблица 3 (см. Приложение) дает представление об особенностях, выявленных вэйвлет-анализом для этих бурь.

По результатам вэйвлет-анализа плотности СВ было обнаружено, что в 89% от общего числа протестированных магнитных бурь в плотности солнечного ветра имелись флуктуационные предвестники – усиление амплитуды 2-250-ти минутных колебаний выше среднего, квазиспокойного уровня. Амплитуда этих колебаний невелика – никогда не выше , поэтому они плохо выделяются глазом на фоне низкочастотного шума солнечного ветра большой амплитуды в диапазоне периодов 200-900 мин. Однако Вэйвлет-анализ позволяет выделить квази-устойчивую периодичность этих предвестников.

 

Рисунок 9. Пример Вэйвлет-анализа данных плотности солнечного ветра. Осцилляции-предвестники выделены белой линией. Стрелкой указано внезапное начало магнитной бури.

 

На Рисунке 9 – результате Вэйвлет-анализа данных по плотности из временного интервала, соответствующего Рис. 3б, можно видеть, что относительно “короткопериодные” осцилляции хорошо выделяются из низкочастотного шума. По мере приближения сгустка плазмы период осцилляций-предвестников имеет тенденцию к уменьшению. Поиск таких же осцилляций в скорости солнечного ветра, температуре плазмы, угле истекания потока “восток-запад” и вертикальной компоненте межпланетного магнитного поля не дали столь же впечатляющих результатов.

На Рисунке 10 приведены примеры Вэйвлет-анализа плотности солнечного ветра, в которых рассмотрена область периодов от 2 до 100мин. Обрезание картины вэйвлет-анализа на уровне 100мин обусловлено опытным фактом: таким образом мы гарантировано избавляемся от низкочастотного шума, который иногда заметен и в гармониках с периодами 150-200 минут.

Предвестники в плотности СВ появляются, в среднем, за D T=2 дня до скачка плотности, который провоцирует начало магнитной бури, однако в некоторых случаях D T может достигать 5 дней (см. Рисунок 11). Наличие осцилляций-предвестников подтверждается также результатами вэйвлет-анализа при смене типа вэйвлета (были протестированы другие вейвлеты гауссового ряда, а также Morlet-вэйвлет).

 

Рисунок 10. Осцилляции-предвестники в плотности солнечного ветра.

 

Интересно, что после появления осцилляций-предвестников в плотности солнечного ветра осцилляции с близкими периодами обнаруживаются и в горизонтальных компонентах геомагнитного поля. Однако это случается гораздо реже – только в 65% случаев. Распределение D T для предвестников в геомагнитном поле см. на Рисунке 11.

 

Рисунок 11. Распределение числа случаев регистрации осцилляций предвестников а) в геомагнитном поле б) в плотности солнечного ветра в зависимости от времени начала их регистрации.

 

Рисунок 12 демонстрирует соответствие между усилением колебаний плотности СВ 2-100 минутного диапазона и последующим усилением осцилляций близких периодов в горизонтальных компонентах магнитометрических обсерваторий Соданкюля и Брорфилд. Факт передачи осцилляций плотности СВ магнитосфере соответствует результатам работы [4], в которой проанализирован единичный случай возбуждения 4-10 минутных осцилляций в магнитном поле Земли одновременно с осцилляциями в солнечном ветре, причем и солнечный ветер, и геомагнитное поле в этот период были квази-спокойными.

Из рис.12 видно, что осцилляции в геомагнитном поле усилились только через некоторое время после раскачки колебаний-предвестников в плазме солнечного ветра. Есть основания полагать, что условием передачи магнитосфере обсуждаемых колебаний плотности с диапазоном периодов меньше 100 минут является отрицательное направление Bz. На Рис. 13 заметно, что раскачка осцилляций Х-компоненты ГМП (Соданкюля) четко соответствуют только тем трем периодам, когда Bz была отрицательной (на рисунке 13 - сумма квадратов амплитуд колебаний с гармониками 10 мин, 50 мин и 90 мин, индекс Х относится к Х-компоненте ГМП, n - к концентрации протонов). И хотя факт передачи низкочастотных колебаний плазмы магнитосфере уже обсуждался в литературе, данная связь осталась незамеченной.

Результаты Вэйвлет-анализа дают полное представление об изменении осцилляторного режима солнечного ветра или геомагнитного поля, что позволяет выделить прогностический фактор – усиление осцилляций плотности с периодами 2-250мин. Однако если мы остановимся на этапе разглядывания вэйвлет-картин, то не уйдем далеко от ситуации классического прогнозирования с его визуальным анализом положения и формы солнечных пятен и корональных дыр. Для полуавтоматического прогноза, прогноза в котором визуальный анализ был бы сведен до минимума, требуется более простая характеристика осцилляторного режима. Этой характеристикой могут стать амплитуды гармоник с заданными периодами, или сумма квадратов амплитуд нескольких гармоник .

Рисунок 13 представляет собой рабочий кадр из фильма, описанного выше, отражающего развитие событий в солнечном ветре и геомагнитном поле в 1995г. Исследуемый временной интервал на рисунке соответствует временному интервалу Рисунка 12. На рисунке 13 серым цветом замаркированы периоды отрицательных значений Bz и периоды превышения производной плотности по времени выше значения . Сравнивая с предыдущим рисунком, видим, что алертом может считаться, например, сочетание возрастания производной и резкого роста .

 

Рисунок 12. Сравнение результатов вэйвлет-анализа осцилляторного режима геомагнитного поля а), б) и плотности солнечного ветра в). Период рассматриваемых осцилляций - до 100 минут.

 

Рисунок 13. Фрагмент фильма (03-07.04.1995) . Bz вертикальная компонента ММП (серым замаркированы значения ниже нуля); n – концентрация частиц солнечного ветра; - сумма квадратов амплитуд колебаний с гармониками 10 мин, 50 мин и 90 мин, индекс Х относится к Х-компоненте ГМП (Соданкюля), n - к концентрации протонов СВ); - приращение плотности за 10 часов (значения замаркированы желтым); В рамку выделен временной интервал, внутри которого наблюдались осцилляции-предвестники как в плотности, так и в Х-компоненте ГМП. Внезапное начало магнитной бури отмечено вертикальной линией. Видно, что появление осцилляций-предвестников в ГМП соответствует периодам отрицательного знака Bz -компоненты межпланетного магнитного поля. В целом, выход значений за уровень в сочетании с увеличением и может рассматриваться как предвестник магнитной бури. 

5. Возможные причины регистрации низкочастотных осцилляций-предвестников в плазме солнечного ветра на орбите Земли и в горизонтальных компонентах геомагнитного поля

В связи с вышесказанным возникает вопрос о природе обнаруженного усиления низкочастотных осцилляций в плазме СВ и геомагнитном поле до начала магнитных бурь. Первичным процессом являются колебания в солнечном ветре [9], поэтому сначала коротко перечислим возможные источники таких колебаний:

  1. Волны магнитогидродинамического (МГД) типа, связанные с неустойчивостью протонов, отраженных от сильной ударной волны перед вспышечными потоками [10].

  2. МГД-волны, сгенерированные вблизи рекуррентных потоков вследствие неустойчивостей, связанных с градиентами параметров плазмы солнечного ветра [11]-[13].

  3. Крупномасштабные волны на секторной границе [14], [15].

  4. Осцилляции плазмы солнечного происхождения [16]-[23].

В первых двух случаях величина D T, зависящая от величины волнового “предфронта”, будет не больше 1 дня, поэтому наибольший интерес представляют пункты 3) и 4). Колебания секторной границы (или гелиосферного токового слоя) изучены слабо. Экспериментальные данные показывают, что секторная граница имеет сложную, расщепленную структуру [14], [15]; высказываются предположения о крупномасштабных колебаниях секторной границы как целого [14].

Исследования авторов позволяют сделать вывод о том, что в некоторых случаях осцилляции плотности скоррелированы с колебаниями токового слоя, однако точная статистика пока не набрана. Известно, что секторная граница ассоциируется с приходом рекуррентных потоков [1],[5], соответственно ее колебания гипотетически могут объяснять наличие осцилляций плотности перед рекуррентными потоками, но не перед спорадическими.

Интересен четвертый механизм, с помощью которого можно объяснить факт регистрации низкочастотных осцилляций ранее времени прихода высокоскоростного потока от вспышки: колебания с такими частотами рождаются на Солнце [16] и затем переносятся в межпланетную среду, а высокоскоростной поток их догоняет. Около 20-ти лет назад некоторыми авторами [17]-[20] отмечалось наличие в околоземном космическом пространстве и геомагнитном поле колебаний солнечного происхождения, в том числе и колебаний с интересующими нас периодами. Однако чаще всего исследовался спектр колебаний ГМП и ММП за достаточно большой временной интервал, без введения различий между состоянием до прихода высокоскоростного потока (до бури) и после него (после начала магнитной бури).

Тщательного исследования низкочастотных осцилляций-предвестников межпланетных возмущений и магнитных бурь, насколько известно, проведено не было (хотя в работах [17], [20] указывалось на возможность использования таких осцилляций в предикторских целях). Отчасти это было связано с отсутствием одновременных данных по большому числу параметров плазмы солнечного ветра и геомагнитного поля, кроме того, тогда недостаточно были развиты методы обработки информации и компьютерная техника.

С 1979г. [18], появились сообщения о квазипериодических осцилляциях с частотами Гц, наблюдающихся на Солнце в оптическом диапазоне и радиодиапазоне. Позже появились подтверждения их существования в ультрафиолете и рентгеновском излучении [21]-[23]. Исследования показали, что эти осцилляции связаны с активными областями; они появляются за 1-3 дня до начала развития вспышечного процесса в этих областях и исчезают после вспышки.

Таким образом, наличие осциллирующего “предфронта” неслучайно как перед рекуррентными, так и спорадическими потоками солнечного ветра и может быть объяснено теоретически. Передача осцилляций плазмы солнечного ветра магнитосфере происходит, вероятнее всего, посредством резонансного эффекта [24] . Низкочастотные осцилляции геомагнитного поля диапазона Гц могут иметь источником неустойчивость Кельвина-Гельмгольца на магнитопаузе и быть резонансными для магнитосферной полости [25], [26].

Результаты данного исследования говорят в пользу резонансной модели Хасегава, поскольку подтверждают результаты работы [27] – период обнаруженных осцилляций-предвестников был больше для магнитометрической обсерватории Соданкюля, которая располагается на 12° севернее по широте, чем станции ИЗМИРАН и Брорфилд. К выводу о резонансном возбуждении колебаний магнитосферы приходят и авторы работы [4].

Заключение

Анализ данных солнечного ветра и геомагнитного поля позволяет сделать вывод о том, что:

  1. Изменения динамического давления в основном определяются изменениями плотности солнечного ветра, а не скорости.

  2. Корреляция между скоростью и плотностью солнечного ветра отрицательная. В большинстве случаев регистрации высокоскоростных потоков солнечного ветра (79%) возрастание плотности проявляется раньше возрастания скорости; V возрастает одновременно с падением n, а магнитные бури оказываются спровоцированными как положительным, так и отрицательным скачком плотности солнечного ветра при среднестатистических значениях скорости. Таким образом, в подавляющем числе случаев геоэффективными являются “высокоплотностные” потоки, а не “высокоскоростные”. Анализ гистограмм распределения вероятности попадания Bz, V и n в определенный интервал значений показывает, что распределение значений скорости в моменты начала магнитных бурь соответствует распределению за год. В отличие от скорости, концентрация протонов и вертикальная компонента межпланетного магнитного поля в моменты начала магнитных бурь преимущественно отличаются от своих средних значений и значений, присущих спокойному периоду: , а Bz –компонента, в основном, отрицательная.

  3. При приближении высокоскоростных потоков в 80% случаев наблюдается слабое нарастание плотности не только ранее роста скорости, но и ранее основного скачка n, провоцирующего начало магнитной бури. Эта тенденция к слабому росту проявляется, в среднем, за 2 дня до прихода потока с повышенной плотностью солнечного ветра.

  4. Вэйвлет-анализ солнечного ветра дал возможность обнаружения осцилляций плотности СВ - предвестников магнитных бурь, регистрирующихся в 89% от общего числа протестированных магнитных бурь, в среднем, за 2 дня до их начала. Предвестники представляют собой усиление амплитуды колебаний плотности с квази-устойчивыми периодами 2-250 минут. По мере приближения скачка плотности, вызывающего магнитную бурю, период осцилляций-предвестников имеет тенденцию к уменьшению. Причиной регистрации колебаний - предвестников потоков СВ могут являться неустойчивости плазмы, колебания секторной границы и колебания в активных областях на Солнце, предваряющие развитие вспышечных процессов.

  5. После возникновения предвестников в плотности СВ колебания с теми же периодами обнаруживаются и в горизонтальных компонентах магнитного поля Земли в 65% случаев. Колебания магнитосферы являются вторичными и, по-видимому, резонансными. Условием передачи их магнитосфере является отрицательная направленность вертикальной компоненты межпланетного магнитного поля.

  6. Прогностическим фактором можно считать величину производной концентрации частиц СВ по времени (что соответствует приросту за 10 часов) в сочетании с ростом суммы квадратов амплитуд колебаний плотности СВ с гармониками от 10 до 100 мин. Этот фактор может быть использован как основа для самостоятельного прогноза или в комплексе с классическими методами прогнозирования магнитных бурь.


Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ - №01-02-16357, а также молодежного гранта РАН № 41.

Литература

  1. В. Г. Еселевич Физические основы прогнозирования возмущений в околоземной среде по характеристикам Солнца. Солнечно-земная физика. Вып. 2. (2002) 57–60 http://bsfp.iszf.irk.ru/bsfp2002/articles/Eselevich.htm

  2. Nelson C. Maynard Space weather prediction. Rev. Geophys. Vol. 33, p.446, 1995 http://www.agu.org/revgeophys/maynar01/maynar01.html

  3. В.В. Иванов, Н.М.Ротанова, Е.В. Ковалевская. Применение вейвлет-анализа к исследованию геомагнитных возмущений. Геомагнетизм и аэрономия, 2002, т.41, №5, с. 610-618

  4. T. A. Potemra et al., Multisatellite and ground-based observations of transient ULF waves. J. Geophys. Res., 94, No. A3, 2543-2554, Mar. 1989

  5. Д.Г. Сайбек, Н.Л.Бородкова, Г.Н.Застенкер Вариации параметров солнечного ветра как источник кратковременных возмущений магнитного поля в дневной магнитосфере. Космические исследования, 1996, т.34, № 3, с.248-263

  6. Г.Н. Застенкер, П.Е. Далин, М.О. Рязанцева О надежности предсказания прихода к Земле возмущений солнечного ветра и межпланетного магнитного поля по данным удаленного монитора. Солнечно-земная физика. Вып. 2, 2002,с. 64–67

  7. К.Г.Иванов Солнечные источники потоков межпланетной плазмы на орбите Земли. Геомагнетизм и Аэрономия, 1996, Т.36, №2, с. 19-27

  8. Ю.Н.Тюрин, А.А.Макаров Статистический анализ данных на компьютере. М., Инфра-М, 1998

  9. O.V. Khabarova, E.A.Rudenchik Wavelet analysis of solar wind and geomagnetic field ULF-oscillations. Preprint IZMIRAN 6(1149), September 2002, Moscow

  10. Бережко Е.Г. Генерация МГД-волн в межпланетной плазме потоками солнечных космических лучей // Письма в Астрономический журнал 1990 Т.16 № 12 С. 1123-1132.

  11. Gudkov M.G. and Troshichev O.A. Kelvin-Helmholtz instability in a compressible plasma with a magnetic field and velocity shear. // Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, Vol. 58, № 5, pp.613-623, 1996

  12. M.Pudovkin, O.Khabarova //Structure and sources of long-period oscillations near high-speed flows of solar wind.// IUGG XXII General Assembly, July 1999, Birmingham, UK, A.373, (N1600-05)

  13. Korzhov N.P., Mishin V.V. and Tomozov V.M. On the role of plasma parameters and the Kelvin-Helmholtz instability in a viscous interaction of Solar wind streams. // Planet. Space. Sci. Vol. 32, № 9. Pp.1169-1178, 1984

  14. Иванов К.Г., Стяжкин В.А., Ерошенко Е.Г., Ромашец Е.П. Межпланетное магнитное поле по измерениям на КА "Фобос-1,2". Возмущение вблизи секторной границы 25-28 июля 1988г." Геомагнетизм и аэрономия, 1994, т.34, N4, с.52

  15. Рунов А.В. Двумерная МГД-модель ранней фазы магнитного пересоединения в применении к гелиосферному токовому слою. Дисс. на соискание степени кандидата физико-математических наук. С.-Петербург, 1996

  16. С. Д. Снегирев, В. М. Фридман, О. А. Шейнер О состоянии разработки метода краткосрочного прогнозирования мощных солнечных вспышек по долгопериодным пульсациям солнечного радиоизлучения. Солнечно-земная физика. Вып. 2. (2002) 21–25

  17. Шельтинг Б.Д. и др. Флуктуации межпланетного и геомагнитых полей в связи с протонными вспышками. Геомагнетизм и аэрономия, 1984, т.24, №4, с.557-565

  18. Быстров М.В, Кобрин М.М., Снегирев С.Д. Геомагнетизм и аэрономия, 1979, т.19, с.306

  19. Ivanov, E.V., Long-term quasi-periodic oscillations of EUV-flux on the Sun., Solar Phys., pp.261-273, 89(1), 1983

  20. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д. О характере флуктуаций ММП в диапазоне частот Гц. Солнечные данные, 1985, №9, с.91-94

  21. Гельфрейх Г.Б.и др. Колебания области нулевой поляризации в ядре локального источника NOAA 64/2.- Тез. Конференции стран СНГ и Прибалтики “Активные процессы на Солнце и звездах”, С.-Петербург 1-6 июля 2002, с.17

  22. Дурасова М.С., Фридман В.М., Шейнер О.А. К вопросу об оценке возможной геоэффективности корональных выбросов массы по их появлениям в радиодиапазоне на стадии формирования. - Тез. Конференции стран СНГ и Прибалтики “Активные процессы на Солнце и звездах”, С.-Петербург 1-6 июля 2002, с.46

  23. Дмитриев Г.Д., Чариков Ю.Е., Мурсула К. Рентгеновское излучение корональных петель, осцилляции на минутной временной шкале. - Тез. Конференции стран СНГ и Прибалтики “Активные процессы на Солнце и звездах”, С.-Петербург 1-6 июля 2002, с.47

  24. Olga Khabarova// Low-frequency oscillations before recurrent high-speed flows - the possible forerunners of magnetic storms.// IUGG XXII General Assembly, July 1999, Birmingham, UK, B.386, (N0900-10)

  25. Menk F.W., Yeoman T.K., Wright D. and Lester M.E. // Co-ordinated Observations of Forced and Resonant Field Line Oscillations at High Latitudes. S-RAMP Proceedings of the AIP Congress, Perth, September 1998 http://www.ips.gov.au/SRAMP/aip/fred/fred.htm

  26. А.С. Леонович Альфвеновский резонанс в аксиально-симметричной магнитосфере. Солнечно-земная физика. Вып. 2. (2002) 219–221

  27. Hasegawa, A., Tsui, K. H. and Assis, A. S.. A theory of long period magnetic pulsations, 3, Local field line oscillations. Geophysical Research Letters 1983, 10: 765-768.

 

Приложение

Таблица 3

N

Исследуе-мый интервал

Дата начала магнитной бури, UT

Наличие секторной границы, дата ее пересечения

T, мин

солнечный ветер

T, мин

ГМП

D T, дни

солнечный ветер

D T, дни

ГМП

1

05-16.05.1991

13.05.1991

08:57h SSC

SB “-\+” 06-07.05.1991,

“+\-” 11-12.05.1991,

SB “-\+” 13.05.1991

нет данных

10-50

нет данных

4

2

02-09.11.1991

08.11.1991 06:47h SSC

SB “-\+” 09.11.1991

нет данных

20-70

нет данных

3

3

12-26.11.1991

19.11.1991 04:21h SSC

21.11.1991

17h

SB “-\+” 18.11.1991, частые колебания внутри сектора “–”

нет данных

20-200

нет данных

4

4

17-23.02.1994

21.02.1994 09:01h SSC

SB “-\+”

21-22.02.1994, до этого частые колебания “-\+” внутри сектора “–”

нет данных

10-200

нет данных

2

5

22-28.11.1994

26.11.1994

07:25h SSC

SB “-\+”

22-25.11.1994,

с 26.11.1994 колебания “-\+”

10-100

-

2

-

6

23-31.01.1995

28.01.1995

18:47h SSC

SB“+\-”

28-29.01.1995

10-250

-

4

-

7

17-28.02.1995

26.02.1995 03:59h SSC

SB“+\-”

25-26.02.1995

30-240

-

4

-

8

20-31.03.1995

23.03.1995 10:37h слабая SSC;

26.03.1995 08h сильная без внезапного начала

SB “+\-”

28-29.03.1995,

26.03.1995

скачок “-\+”

перед 23.03.1995

70-260мин,

перед 26.03.1995

15-200мин

перед 23.03.1995

нет,

перед 26.03.1995

5-70мин

перед 23.03.1995

1.5 дня;

перед 26.03.1995

2.5 дня

перед 23.03.1995 нет;

перед 26.03.1995 1,5 дня

9

03-09.04.1995

06.04.1995

22 h

SB “+\-”

05-06.04.1995

5-250

10-200

2,5

2

10

10-20.05.1995

13.05.1995 11:57h SSC;

15.05.1995 22:33h

SB “-\+”

13-14.05.1995

 

5-170

 

6-20

перед 13.05.1995

1 день;

перед 15.05.1995 0.5 дня

перед 13.05.1995

1 день;

перед 15.05.1995 нет

11

10-19.07.1995

16.07.1995 13:15h

SB “-\+”

15-16.07.1995

7-200

10-150

4

3

N

Исследуе-мый интервал

Дата начала магнитной бури, UT

Наличие секторной границы,

дата ее пересечения

T, мин

солнечный ветер

T, мин

ГМП

D T, дни

солнечный ветер

D T, дни

ГМП

12

01-12.08.1995

07.08.1995 14:05h;

09.08.1995 12:31h SSC

SB “-\+”

07-08.08.1995

 

5-200

5-200

перед 07.08.1995

3 дня;

перед 09.08.1995

2 дня

перед 07.08.1995

нет;

перед 09.08.1995

2 дня

13

01-04.10.1995

02.10.1995 11:42h; 03.10.1995 17:31h; 04.10.1995 11:14h

SB “-\+”

01-02.10.1995, 03-04.10.1995 колебания “+\-”

5-250

10-100

перед 02.10.1995

1 день;

перед 03.10.1995 6ч

перед 02.10.1995

1 день;

перед 03.10.1995 и 04.10.1995 нет

14

14-21.10.1995

18.10.1995 11:21h SSC

SB “-\+”

19-20.10.1995

5-200

-

2

-

15

10-16.12.1995

12.12.1995 16h;

15.12.1995 15:15h SSC

SB “+\-”

11-12.12.1995,

SB “-\+”

15-16.12.1995

 

 

10-80

 

 

-

перед 12.12.1995

1,5 дня; перед 15.12.1995

2 дня

 

 

-

16

08-16.01.1996

12.01.1996 23:30h

SB “+\-”

11-12.01.1996

4-200

4-100

3

2

17

20-24.02.1996

23.02.1996 12h

SB “+\-”

20-21.02.1996

5-200

50-200

2,5

1

18

06-12.03.1996

10.03.1996

19h

“-”, 07-08.03.1996 участок “+”

5-200

10-100

3,5

2,5

19

01-12.11.1996

06.11.1996 20h;

09.11.1996 19h;

11.11.1996

15:27h SSC

SB “-\+”, 04.11.1996, далее частая смена знака внутри сектора

5-250

10-200

перед 06.11.1996

3 дня,

перед 09.11.1996 1,5 дня

перед 06.11.1996 2,5 дня

20

05-23.12.1996

09.12.1996 16h;

15.12.1996 11h;

22.12.1996 12h

Частая смена знака внутри сектора “+”,

SB “+\-”

21-22.12.1996

10-270

30-270

Перед 09.12.1996

3 дня;

перед 15.12.1996

2,5 дня;

перед 22.12.1996

2 дня

Перед 09.12.1996

2 дня;

перед 15.12.1996

1 день;

перед 22.12.1996

1 день

21

05-12.01.1997

10.01.1997 01:04h SSC

“-” (9-10.01.1997) в “+”

10-200

10-100

3.5

3.5

22

12-18.05.1997

15.05.1997 01:59h

SSC

SB “-\+” 12.05.1997, колебания “+\-” в “+”

5-100

10-90

1

1

N

Исследуе-мый интервал

Дата начала магнитной бури, UT

Наличие секторной границы,

дата ее пересечения

T, мин

солнечный ветер

T, мин

ГМП

D T, дни

солнечный ветер

D T, дни

ГМП

23

13-19.09.1998

18.09.1998 12h

SB, “+\-” 18.09.1998

5-200

10-75, 170-200

4

3.5

24

10-15.11.1998

13.11 98 01:43h SSC

SB “-\+” 15.11.1998

200

200

1

0,5

25

14-21.02.1999

17.02.1999 07:09 слабая SSC;

18.02.1999 02:46h SSC

SB, “+\-” 17.02.1999

20-100

-

0,5

-

26

05-13.03.1999

10.03.1999 01:30h SSC

SB “-\+” 09.03.1999

10-100

15- 25, 50-75

3,5

3

27

23-29.04.1999

27.04.1999 18h

SB, “+\-” 26.04.1999

10-200

20-200

2,5

1,5

28

26-31.07.1999

30.07.1999 20h; 31.07.1999 18:27h SSC

SB, +\- 29.07.1999

25- 200

25-150

2

1.5

29

21-23.08.1999

23.08.1999 15h SSC

Частые колебания

“-\+” в “+”

10-120

20-140

1

1

30

28.08-05.09.1999

31.08.1999 23h

SB “-\+” 29.08.1999

10-250

20-200

1

1

31

19-27.09.1999

22.09.1999 12:22h SSC;

26.09.1999 15h

SB, “-\+” 27.09.1999

5-200

5-60

Перед 22.09.1999

2 дня;

перед 26.09.1999

1,5 дня

Перед 22.09.1999

1.5;

перед 26.09.1999

нет

32

09-14.12.1999

12.12.1999 15:51h SSC

SB, “-\+” 14.12.1999

10-250

-

2

-

33

17-31.12.1999

23.12.1999 16h;

30.12.1999 20h

Редкие скачки

“+\-” в “+” секторе

4-350

10-200

Перед 23.12.1999

3 дня;

перед 30.12.1999

4,5 дня

Перед 23.12.1999

нет;

перед 30.12.1999

2,5 дня

34

20-29.01.2000

22.01.2000 12:30h;

27.01.2000 14:53h SSC

SB, “+\-” 22.01.2000

10-100

10-100

0,5 дня

в обоих случаях

0,5 дня

в обоих случаях

35

07-14.02.2000

11.02.2000 02:58 слабая SSC, 11.02.2000 23:52h SSC;

12.02.2000 11h

“-”

20-230

20, 100-170

Перед 11.02.2000 2,5 дня; перед 12.02.2000

1 день

1 день

в обоих случаях

N

Исследуе-мый интервал

Дата начала магнитной бури, UT

Наличие секторной границы,

дата ее пересечения

T, мин

солнечный ветер

T, мин

ГМП

D T, дни

солнечный ветер

D T, дни

ГМП

36

17-24.02.2000

20.02.2000

21:39h SSC

SB “-\+”

20-21.02.2000

25-200

-

1

-

37

25-31.03.2000

29.03.2000 19:24h SSC

SB “+\-” 31.03.2000

50-350

-

2,5

-

38

01-08.04.2000

06.04.2000 22h

SB “+\-”

04-05.04.2000

20- 130

25-125

1,5

1

39

12-18.04.2000

16.04.2000 12:30h

15-16.04.2000 скачки +\-

5-150

4-200

2

1

40

20-25.04.2000

24.04.2000 04h

SB “+\-” 23.04.2000

10-200

-

1,5

-

41

10-18.05.2000

16.05.2000 21h

изменения

“+\-” внутри “+”

05-250

15-150

4

4

42

19-25.05.2000

23.05.2000 14:25 SSC; 23.05.2000 17:02 SSC

SB “+\-” 23.05.2000

20-300

-

3

-

43

01-09.06.2000

04.06.2000 15:02 SSC; 08.06.2000 09:10h SSC

“-”

10-180

10-50

Перед 04.06.2000

2 дня;

перед 08.06.2000 нет

Перед 04.06.2000

1 день, перед 08.06.2000 нет

44

16-24.06.2000

23.06.2000 13:03 SSC

SB “+\-” 22-23.06.2000

5-150

10-70

4,5

4,5

45

05-12.07.2000

10.07.2000 06:38h SSC

10.07.2000

“+\-” внутри “+”

15-200

15-100

1,5

1,5

46

12-18.07.2000

15.07.2000 14:37 SSC

SB “+\-” 13.07.2000; 15.07.2000 изменения “-\+” внутри “–”

30-100, 200 (IMP8)

20-30, 120-240

4

3

47

07-12.08.2000

10.08.2000 05:01h SSC; 11.08.2000 18:46h SSC

SB, “+/-” 11.08.2000

26-125

-

0,5

-

48

24-29.08.2000

28.08.2000 16h

SB, “-/+” 28.08.2000

30-150

10-70, 100-150

2,5

2,5

49

31.08.2000-06.09.2000

04.09.2000 13:33h SSC; 06.09.2000 17:01h SSC

“-”

8-150

-

Перед 04.09.2000

2,5 дня; перед 06.09.2000

1 день

-

50

20-30.09.2000

24.09.2000 16h; 30.09.2000 15h

SB, “-/+” 24-25.09.2000;

SB, “+/-” 28-29.09.2000

30-250

10-150

Перед 24.09.2000

3,5 дня; перед 30.09.2000

2,5 дня

Перед 24.09.2000

нет; перед 30.09.2000

1 день

N

Исследуе-мый интервал

Дата начала магнитной бури, UT

Наличие секторной границы,

дата ее пересечения

T, мин

солнечный ветер

T, мин

ГМП

D T, дни

солнечный ветер

D T, дни

ГМП

51

07-15.10.2000

12.10.2000 22:28h SSC

SB, “+/-”

13-14.10.2000

25-125

20-100

4

4

52

16-23.10.2000

22.10.2000 10:30h

SB, “+/-” 18-19.10.2000; SB, “-/+” 22-23.10.2000

10-100

-

4

-

53

24-29.10.2000

28.10.2000 09:54h SSC

“+\-” внутри “+”

15-150

10-150

2,5

1,5

54

12-28.11.2000

26.11.2000

07:58 SSC,

11:58 SSC

SB, “+/-” 18.11.2000

10-350

2-300

3,5

1,5

55

17-24.12.2000

 

22.12.2000 19:25h SSC

SB, “+/-”

22-23.12.2000

10-300

-

1,5

-

56

17-23.10.2001

22.10.2001 16:48h SSC

SB, “+/-” 21.10.2001

5-200

10-100

4

3

57

03-07.11.2001

06.11.2001 01:52 SSC

05-06.11.2001 “+” внутри “-”

2-200

10-200

2,5

2

58

07-16.11.2001

15.11.2001 15:09h SSC

SB, “-/+” 11-12.11.2001;

SB, “+/-” 16.11.2001

10-250

-

4

-

Условные обозначения в Таблице 3:

SB - секторная граница

SSC- буря с внезапным началом

T – период низкочастотных осцилляций в геомагнитном поле и солнечном ветре

D T – временной интервал перед началом магнитной бури, внутри которого наблюдаются осцилляции-предвестники

Дата публикации: 2 июня 2003
Источник: SciTecLibrary.ru

Вы можете оставить свой комментарий по этой статье или прочитать мнения других в следующих разделах ФОРУМА:
Свернуть Защита интеллектуальной собственности и авторских прав
Диспуты по темам изобретательства. Вопросы по изобретениям, проблемы на пути изобретателей и методы их решения.
Патентование. Все о патентовании изобретений, полезных моделей, промышленных образцов и товарных знаков.
Нерешенные задачи. Здесь идет обсуждение нерешенных задач: безопорный двигатель, вечный двигатель, преодоление гравитации и пр.
Свернуть Точные науки и дисциплины
Дебаты по Теории Относительности Эйнштейна. Все кому не лень хотят опровергнуть Теорию Относительности Эйнштейна. Вам предоставляется слово для аргументации.
Физика, астрономия, математические решения. Физико-математические вопросы, наблюдения, исследования, теории и их решение.
Физика альтернативная. Новые взгляды на физические законы, теории, эксперименты, не вписывающиеся в общепринятые законы физики.
Teхника, узлы, механизмы, электроника и аппаратура. Все про технику, приборы, детали, узлы и механизмы. Электроника, компьютеры, программное обеспечение. Новые технические решения в самых разных областях.
Биология, Генетика, Все о жизни. Генетика и другие вопросы биологии. Их развитие. Медицина. Биотехнологии, агротехника и сельское хозяйство. Эволюционные теории и альтернативные им.
Химия. Вопросы по химическим технологиям, разработкам и применению химических материалов. Химические элементы и их свойства.
Геология, все о Земле и ее обитателях. Геология, метеорология, антропология, сейсмология, атмосферные явления и непознанные эффекты природы.
Свернуть Мозговой штурм
Генератор решений. Здесь Вы можете заработать реальные деньги, помогая решать фирмам, предприятиям и частным лицам те или иные технические задачи, которые перед ними стоят. Те, кто ставят задачи перед участниками должны обозначить гонорар за ее решение и перевести указанную сумму на общий счет генератора.
Головоломки. Если у Вас есть желание поломать голову над интересными логическими задачами - Вам сюда.
Гипотезы. В этой теме идет обсуждение гипотез и предположений, основанных чисто на теории и логике.
Найди ляп! Этот раздел для тех, кто хочет мысленно расслабиться. Он посвящен задачам по поискам ляпов, которые встречаются в литературе, интернете, кино и на телевидении.
Свернуть Взгляд в будущее и настоящее
Глобальные темы. Вопросы касающиеся всех. Глобальные угрозы и злободневные темы современности.
Наука и ее развитие. Все о развитии науки, направлениях и перспективах движения научной мысли и знаний.
Новая Цивилизация. Принципы социального устройства новой цивилизации. Увеличение роли созидательного интеллекта... Отдалённые перспективы развития человечества...
Вопросы без ответов. Этот раздел посвящен вопросам и проблемам, которые до сих пор не решены. Предлагайте свои решения.
Военная стратегия и тактика современных боевых действий. Об особенностях современного военного искусства. Проблемные вопросы теории и практики подготовки вооруженных сил к войне, её планирование и ведение в различных конфликтах на планете.
Свернуть Гуманитарные науки и дисциплины
Философские дискуссии. Диспуты по вопросам жизни, сознания, бытия и иных философских понятий.
Экономика. Вопросы по экономике и о путях развития России и других стран.
Социология, Политология, Психология. В этом разделе обсуждаются вопросы, как отдельных частных исследований данных наук, так и проблема соотношения этих наук с остальными.
Образование. Все об образовании: как учить, кому учить, чему учить и кого учить.
Религия и атеизм. Вопросы религий и атеистические взгляды, религиозные споры.

Хотите разместить свою статью или публикацию, чтобы ее читали все?
Как это сделать - узнайте здесь.

Назад

 
О проекте Контакты Архив старого сайта

Copyright © SciTecLibrary © 2000-2017

Агентство научно-технической информации Научно-техническая библиотека SciTecLibrary. Свид. ФС77-20137 от 23.11.2004.