1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 61, № 5, 2021

Геомагнетизм и аэрономия, 2021, T. 61, № 5, стр. 572-582

Форбуш-эффекты, созданные выбросами солнечного вещества с магнитными облаками

М. А. Абунина 1, *, А. В. Белов 1, Н. С. Шлык 1, Е. А. Ерошенко 1, А. А. Абунин 1, В. А. Оленева 1, И. И. Прямушкина 1, В. Г. Янке 1

1 Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН (ИЗМИРАН)
г. Троицк, г. Москва, Россия

* E-mail: abunina@izmiran.ru

Поступила в редакцию 26.02.2021
После доработки 20.04.2021
Принята к публикации 27.05.2021

Полный текст (PDF)

Аннотация

Изучается влияние магнитных облаков на вариации плотности космических лучей, регистрируемые нейтронными мониторами. Из данных о 252 Форбуш-эффектах, обусловленных межпланетными возмущениями, содержащими магнитные облака, выделяются статистические закономерности и характерные особенности таких событий. Обсуждается поведение основных параметров солнечного ветра, космических лучей и геомагнитной активности во время прохождения магнитных облаков мимо Земли, а также характерные особенности внутренней структуры магнитных облаков. Было показано, что вариации космических лучей тесно связаны с максимальными параметрами солнечного ветра и межпланетного магнитного поля внутри магнитных облаков. Установлено, что по распределению времени максимальных параметров солнечного ветра чаще всего максимальная скорость внутри магнитного облака регистрируется в начале, а максимальное значение межпланетного магнитного поля – как в начале, так и в середине события. Также получено, что существует достаточно тесная корреляция вариаций плотности космических лучей в магнитном облаке с его размером, выраженным в гирорадиусах.

1. ВВЕДЕНИЕ

Форбуш-эффекты (ФЭ) – это изменения плотности и анизотропии космических лучей (КЛ) в крупномасштабных возмущениях солнечного ветра. Впервые они были отмечены как эффекты понижения интенсивности космических лучей, совпадающие с геомагнитными бурями, в 1937 г. американским физиком Форбушем [Forbush, 1937, 1938] и названы его именем. Существуют два основных типа возмущений солнечного ветра, которые модулируют космические лучи, создавая ФЭ: рекуррентные и спорадические. К первым относятся вращающиеся вместе с Солнцем высокоскоростные потоки плазмы из корональных дыр, [например, Richardson, 2018 и ссылки там]; ко вторым – межпланетные корональные выбросы массы (ICMEs – Interplanetary Coronal Mass Ejections) [Cane, 2000; Belov, 2009; Dumbovíc et al., 2020; Papaioannou et al., 2020 и ссылки в них]. Форбуш-эффекты часто начинаются с прихода к Земле ударной волны, предшествующей ICME, и интенсивность галактических КЛ может дополнительно снижаться внутри выброса.

В ICME могут присутствовать магнитные облака (МО) – определенный тип межпланетного выброса корональной массы, обладающий рядом характеристик, среди которых наиболее значимыми являются сильное магнитное поле, плавное вращение его компонент на большие углы и пониженная температура. Также из-за большой величины магнитного поля и низких протонных температур МО свойственны низкие значения плазменной бета (β < 1) [Burlaga et al., 1981, 1982; Klein and Burlaga, 1982; Gosling et al., 1990].

Проведенные ранее исследования МО показали, что в силу своих особенностей они оказывают значительное влияние на магнитное поле Земли, вызывая возмущения – магнитные бури разной величины [Zhang and Burlaga, 1988; Gosling et al., 1991; Gopalswamy et al., 2015]. На данный момент существуют несколько моделей, описывающих внутреннюю структуру магнитного поля в МО [Klein and Burlaga, 1982; Goldstein, 1983; Lepping et al., 1990], а также современные дополнения и уточнения, представленные в работах [Lynch et al., 2003; Lepping et al., 2020; Petukhova et al., 2020], выделены различные типы МО в зависимости от расположения его оси и границ [Bothmer and Schwenn, 1994, 1998; Mulligan et al., 1998]. Исследованы различные параметры МО, например, стабильность, взаимодействия с солнечным ветром и особенности распространения в межпланетной среде, существование связи с солнечными циклами, влияние на геомагнитную обстановку на Земле и др. [Echer et al., 2005; Huttunen et al, 2005; Marubashi and Lepping, 2007; Ruffenach et al., 2015; Li et al., 2018].

Многие авторы также рассматривали вопрос о влиянии магнитных облаков на модуляцию космических лучей. Есть работы, в которых авторы отмечают, что роль МО в образовании ФЭ довольно незначительна [например, Lockwood et al., 1991], но если магнитному облаку предшествовала ударная волна, или оно было связано с выбросом типа гало, то эффект его влияния на модуляцию КЛ был заметен [например, Badruddin et al., 1986; Parnahaj and Kudela, 2015]. Другие исследователи отмечают, что межпланетные выбросы корональной массы, содержащие магнитные облака, значительно эффективнее модулируют космические лучи [Zhang and Burlaga, 1988; Burlaga, 1991; Richardson and Cane, 2011; Kumar and Badruddin, 2014; Белов и др., 2015; Masías-Meza et al., 2016].

Настоящая работа направлена на изучение влияния МО на вариации плотности космических лучей, регистрируемые наземными детекторами – сетью нейтронных мониторов (НМ) – и выделение статистических закономерностей, а также характерных особенностей МО на большом числе событий.

2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ

В данной работе мы объединили несколько существующих списков магнитных облаков, взятые из статей [Lynch et al., 2003; Huttunen et al., 2005; Marubashi, Lepping, 2007; Gopalswamy et al., 2010; Richardson, Cane, 2010a; Kim et al., 2013] и он‑лайн  каталогов (https://wind.nasa.gov/mfi/mag_ cloud_pub1.html, https://wind.nasa.gov/mfi/mag_ cloud_S1.html, https://cdaw.gsfc.nasa.gov/meetings/ 2010_fluxrope/LWS_CDAW2010_ICMEtbl.html, http://www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/DATA/level3/ icmetable2.htm), чтобы изучить некоторые статистические зависимости.

Из указанных выше источников было получено 252 МО за период с 1995 по 2019 г. Каждое из выделенных магнитных облаков было частью выброса корональной массы, в результате влияния которого был зарегистрирован ФЭ в данных НМ. Данные по ФЭ и всем сопутствующим параметрам солнечного ветра (скорость, плотность, температура, плазменная бета и др.), межпланетного магнитного поля (ММП), космических лучей и геомагнитной активности были включены в базу данных Форбуш-эффектов и межпланетных возмущений (FEID – Forbush Effects and Interplanetary Disturbances, (http://spaceweather.izmiran.ru/ eng/dbs.html)), созданную в ИЗМИРАН. Параметры солнечного ветра (СВ) и ММП взяты из базы данных OMNI (https://omniweb.gsfc.nasa.gov/), список SSC из (http://isgi.unistra.fr/datadownload.php), данные корональных выбросов массы из (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CMElist/). Данные по геомагнитной активности брались из (ftp:// ftp.gfz-potsdam.de/pub/home/obs/kp-ap/wdc/) и (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/index.html). Параметры КЛ (вариации плотности, составляющие векторной анизотропии) рассчитывались методом глобальной съемки (GSM – Global Survey Method, [Белов и др., 2018]) по данным мировой сети нейтронных мониторов (NMDB – Neutron Monitor Data Base, (http://www01.nmdb.eu/)) для частиц с жесткостью 10 ГВ. Список исследуемых Форбуш-эффектов с различными параметрами, в том числе рассчитанными для магнитных облаков, можно найти в (http://spaceweather.izmiran.ru/dbs/mc/list_mc_252.pdf).

3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ

Приведем пример Форбуш-эффекта, связанного с магнитным облаком. На рисунке 1 показано поведение основных параметров солнечного ветра, космических лучей и геомагнитной активности в период прохождения магнитного облака мимо Земли.

Рис. 1.

Поведение основных параметров солнечного ветра, космических лучей и геомагнитной активности во время прохождения магнитного облака мимо Земли 7–8 ноября 2015 г.

На верхней панели рис. 1 приведены изменения скорости солнечного ветра (правая шкала, верхняя светло-серая кривая), модуля и компонент межпланетного магнитного поля (левая шкала, темно-серая сплошная кривая – общее поле (B), ромбы – Bz-компонента, треугольники вверх – Bx, треугольники вниз – By-компонента); на второй панели приведены данные температуры (правая шкала, крестики) и плотности (левая шкала, кружки) СВ; на третьей панели – плазменная бета (правая шкала, треугольники вверх) и температурный индекс (левая шкала) [Мелкумян и др., 2020; Melkumyan et al., 2021]; на четвертой панели построены вариации плотности (левая шкала, верхняя кривая, A0) и экваториальной составляющей векторной анизотропии КЛ (правая шкала, столбики); на нижней панели показано поведение геомагнитных индексов (Dst и Kp). Толстой вертикальной светло-серой прямой (SC) обозначено время регистрации SSC, закрашенная серая область – время прохождения магнитного облака, тонкой серой прямой (ons) указано начало следующего события в FEID.

На рисунке 1 показаны некоторые параметры, используемые в данной работе. На верхней панели стрелками указаны моменты регистрации максимальных значений скорости солнечного ветра в межпланетном возмущении (Vmax) и внутри магнитного облака (VmaxMC) и индукции ММП внутри МО (BmaxMC), которое в данном случае является и максимальным значением ММП для всего события. На четвертой панели указаны величина Форбуш-эффекта (AF), амплитуда вариаций КЛ внутри МО (AMC) и продолжительность МО в часах (MCdur). Отметим, что мы не определяем самостоятельно продолжительность магнитного облака, а используем то значение, которое указано в списках магнитных облаков, перечисленных в разделе Данные и методы. Для Форбуш-эффектов трудно определить момент, когда они заканчиваются. Если бы можно было наблюдать один ФЭ с начала до конца, то он мог бы продолжаться и несколько недель. Но обилие межпланетных возмущений обычно не позволяет наблюдать ФЭ до конца, поэтому окончание Форбуш-эффекта чаще всего совпадает с началом следующего межпланетного возмущения. Началом события обычно считается регистрация SSC или (в отсутствие SSC) резкие изменения основных параметров межпланетной среды (скорости солнечного ветра и/или ММП) или космических лучей.

Как видно из рис. 1, основные особенности магнитного облака явно выражены во всех приведенных параметрах: общее магнитное поле облака достаточно высокое (Bmax = 19.4 нТл), вектор поля плавно вращается на большой угол (верхняя панель); скорость плавно падает на протяжении всего МО; зарегистрированы низкие значения плазменной бета (третья панель); температурный индекс также значительно ниже единицы, что согласно [Мелкумян и др., 2020; Melkumyan et al., 2021] является явным признаком МО. В магнитных облаках с максимумом поля в середине облака довольно часто в вариациях КЛ внутри МО наблюдается локальный максимум КЛ, как в приведенном на рисунке примере. Подробно поведение КЛ внутри магнитных облаков мы предполагаем рассмотреть и проанализировать в следующих работах.

3.1. Вклад магнитных облаков в величину Форбуш-эффектов

Рассмотрим соотношение величины вариаций КЛ внутри МО (AMC) и общей величины ФЭ (AF). На рисунке 2 представлены результаты. Из рисунка видно, что связь между амплитудой Форбуш-эффекта и вариациями плотности КЛ внутри МО существует (r = 0.86 ± 0.03). Также можно заключить, что вклад МО в амплитуду ФЭ – значителен в большинстве случаев, примерно 60% вариаций КЛ регистрируются внутри МО. Но есть события с гораздо большим вкладом, например ФЭ 26.07.2004 г., в котором общая величина составила AF = 14.4%, а вариации внутри МО AMC = 13.4%, что в процентном соотношении составляет ~93%.

Рис. 2.

Связь величины Форбуш-эффекта (AF) с величиной вариаций КЛ внутри магнитного облака (AMC).

Так же на рисунке выделена выпадающая точка, которая относится к событию 11.04.2001 г. В нем вклад МО в амплитуду ФЭ достаточно мал (менее 10%) относительно общей величины (AF = = 13.7%, AMC = 1.22%). Данное событие рассматривалось несколькими авторами, например, [Sun et al., 2002; Kuwabara et al., 2009]) и были описаны его отличия от подобных корональных выбросов с МО, как по части геоэффективности, так и нетипичного поведения космических лучей из-за особенностей расположения магнитной структуры и прохождения вблизи Земли. Следует обратить внимание на то, что при примерно одинаковых величинах ФЭ (AF) в выделенных аномальных событиях, вклад МО в величину ФЭ отличается почти в 10 раз.

Таким образом, вклад МО в общую величину ФЭ существенен и является основным. Полученные здесь результаты, скорее нижняя оценка влияния МО, т.к. понятно, что механизм ФЭ связан с расширением МО, и их вклад в ФЭ не ограничивается той вариацией, которая наблюдается внутри МО.

Выводы о слабом влиянии МО, к которым пришли некоторые авторы, например, [Lockwood et al., 1991], по-видимому, обусловлены не только причинами, связанными с качеством исходных данных, не освобожденных от влияния анизотропии КЛ, но и малым числом исследуемых событий и используемых детекторов. Не менее важно и то обстоятельство, что в некоторых МО вместо понижения плотности наблюдается ее возрастание [Белов и др., 2015].

3.2. Поведение основных параметров солнечного ветра внутри МО

Мы рассмотрели, как связаны основные параметры солнечного ветра во всем межпланетном возмущении и в самом магнитном облаке. На рисунке 3 приведены соотношения максимальных значений скорости (рис. 3а) и поля (рис. 3б) во всем межпланетном возмущении и в самом магнитном облаке.

Рис. 3.

Связь максимальной величины скорости солнечного ветра – (а) и межпланетного магнитного поля – (б) во всем межпланетном возмущении и внутри магнитного облака.

Из рисунка 3 видно, что связь между максимальными значениями скорости солнечного ветра и ММП внутри МО и во всем межпланетном возмущении очень тесная (r(V) = 0.96 ± 0.02, r(B) = 0.89 ± 0.03), а во многих случаях – максимальные величины наблюдаются именно внутри МО (точки, лежащие на биссектрисе). Это свидетельствует о том, что параметры МО являются основными и определяющими, т.е. если корональный выброс имеет высокую скорость, то и все межпланетное возмущение, включающее МО, достаточно высокоскоростное. Отметим, что данные о скорости солнечного ветра 29 и 30 октября 2003 г. (Vmax > 1500 км/с), которые используются на рис. 3а и далее, получены по спектру ионов He++, измеренному прибором SWICS на борту космического корабля ACE, и взяты нами из работы [Panasuk et al., 2004].

Точки выше биссектрисы – это события, в которых в конце МО начиналось следующее межпланетное возмущение, набегающее на первое. В базе данных FEID параметры ФЭ и межпланетного возмущения считаются до начала следующего события, а параметры в МО считаются на протяжении всего МО. Таким образом, если в конце еще не закончившегося МО начинается новое событие, т.е. регистрируется приход нового межпланетного возмущения, то параметры ФЭ считаются не до конца МО, а до момента регистрации нового SSC или резких изменений скорости СВ и/или индукции ММП (т.е. начала следующего межпланетного возмущения).

Далее мы рассмотрели время положения максимальных значений основных параметров СВ внутри магнитных облаков. Мы определили эти временные параметры в процентах от продолжительности, а не в часах, поэтому можем сравнивать все МО, любой длительности. На рисунке 4 приведены гистограммы распределения времени максимальных значений скорости (рис. 4а) и поля (рис. 4б) внутри МО.

Рис. 4.

Распределение времени максимальных значений скорости солнечного ветра – (а) и межпланетного магнитного поля – (б) внутри магнитного облака.

По распределению времени достижения максимальных значений параметров солнечного ветра можно отметить, что чаще всего максимальная скорость СВ внутри магнитного облака регистрируется в начале МО (в 159 МО, в интервале времени 0–20%), но также есть группа событий (18 МО), в которых максимальная скорость наблюдается в последние часы (в интервале времени 90–100%). В поведении положения максимального поля внутри МО наблюдается несколько другая картина. Явно выделяются три группы событий: первая – максимум ММП регистрируется в начале события (0–20%) у 69 магнитных облаков, вторая – максимум ММП достигается в середине события (для 74 МО, в интервале времени 30–60%), третья – максимум ММП регистрируется в конце события: у 34 МО время максимума регистрируется в последние 10% времени прохождения МО мимо Земли. Отметим, что в последнюю группу входят события с взаимодействием со следующим межпланетным возмущением в конце. На рисунке 5 приведен пример подобного межпланетного возмущения. Форбуш-эффект начался с регистрации SSC 21.12.2014 г. в 19:11 UT (первая вертикальная светло-серая линия, SC), магнитное облако началось 22.12.2014 г. в 4:00 UT и длилось 13 ч (до 17:00 UT), а в 15:10 UT (почти за два часа до окончания МО) было зарегистрировано следующее SSC (вторая вертикальная светло-серая линия, SC). Вследствие этого взаимодействия в конце МО начался рост скорости солнечного ветра и индукции ММП.

Рис. 5.

Пример Форбуш-эффекта в декабре 2014 г., созданного межпланетным возмущением с магнитным облаком, взаимодействующего со следующим межпланетным возмущением.

3.3. Связь вариаций плотности КЛ с параметрами солнечного ветра внутри МО

Мы рассмотрели связь вариаций плотности КЛ (AMC) со скоростью солнечного ветра и полем внутри МО. Мы использовали параметр VmBm, который характеризует возмущенность солнечного ветра и нормирован следующим образом: VmBm = (VmaxBmax)/(V0B0), где V0 и B0 параметры невозмущенной межпланетной среды (обычно используются V0 = 400 км/с, a B0 = 5 нТл). На рисунке 6 приведено соотношение указанных параметров. Коэффициент корреляции составляет r = = 0.79 ± 0.04. Полученная достаточно тесная связь показывает, что понижение КЛ в МО обусловлено в первую очередь параметрами самого МО.

Рис. 6.

Связь величины вариаций КЛ внутри магнитного облака (AMC) с произведением максимальных значений скорости солнечного ветра и межпланетного магнитного поля внутри магнитного облака.

3.4. Связь вариаций плотности КЛ внутри МО с размерами МО

Для изучения связи вариаций КЛ внутри МО с размерами МО, помимо длительности МО в часах (параметр MCdur) мы рассчитали еще два параметра: LrMC – размер МО в гирорадиусах (для частиц с жесткостью 10 ГВ) и LMC – размер МО в астрономических единицах. Известно, что магнитная жесткость R связана с гирорадиусом ρ как R = 300Bρ, поэтому размер МО в гирорадиусах (для частиц с жесткостью 10 ГВ) рассчитывался по формуле:

$L{{r}_{{MC}}} = 3 \times {{10}^{{ - 8}}}\sum\limits_{k{\kern 1pt} = {\kern 1pt} 1}^n {{{V}_{k}}{{B}_{k}}\Delta t} ,$
где Vk, см/с и Bk, Гс – текущие значения скорости СВ и индукции ММП на отрезке времени ∆t, c. Поскольку параметр LrMC нормируется на гирорадиус, он получается безразмерный и показывает количество гирорадиусов внутри МО для частиц с жесткостью 10 ГВ.

Размер МО в астрономических единицах LMC рассчитывался как произведение средней скорости МО на время его прохождения мимо Земли.

Полученные результаты приведены на рис. 7. Связь вариаций плотности КЛ внутри МО (AMC) с размером МО в гирорадиусах очевидна (коэффициент корреляции r(LrMC) = 0.72 ± 0.04, рис. 7а). Но связь с размером в астрономических единицах слабая (r(LMC) = 0.37 ± 0.06, рис. 7б), а с продолжительностью магнитного облака в часах не наблюдается (r(MCdur) = 0.07 ± 0.06, рис. 7в).

Рис. 7.

Связь величины вариаций КЛ внутри магнитного облака (AMC) с (а) – размером МО в гирорадиусах (для частиц с жесткостью 10 ГВ) (LrMC), (б) – размером в астрономических единицах (LMC) и (в) – продолжительностью магнитного облака в часах (MCdur).

3.5. Средние значения основных параметров

Нами были рассчитаны средние значения основных параметров солнечного ветра, геомагнитной активности и космических лучей для Форбуш-эффектов, источниками которых были межпланетные возмущения, содержащие МО, а также отдельно для МО. В таблице 1 приведены следующие обозначения: AF – амплитуда ФЭ, Bmax и Vmax – максимальные значения ММП и скорости СВ в межпланетном возмущении; Kpmax, Apmax, Dstmin – экстремальные индексы геомагнитной активности во время межпланетного возмущения; AMC – вариации плотности КЛ внутри МО; MCdur – продолжительность МО в часах; BmaxMC и TBMC – максимальное поле в МО и время его достижения в процентах от начала МО; VmaxMC и TVMC – максимальная скорость СВ в МО и время ее достижения в процентах от начала МО; DVMC – изменение скорости солнечного ветра внутри МО; LMC – размер МО в а. е.; LrMC – размер МО в гирорадиусах (для частиц с жесткостью 10 ГВ).

Таблица 1.  

Средние значения основных параметров

Параметр Среднее Max Min
Параметры межпланетного возмущения
AF, % 2.6 ± 0.2 28.0 0.2
Bmax, nT 16.7 ± 0.5 55.8 3.7
Vmax, км/с 502.0 ± 11.4 1850.0 304.0
Kpmax 5.0 ± 0.1 9.0 0.7
Apmax, 2nT 70.7 ± 4.5 400.0 3.0
Dstmin, nT –71.8 ± 4.2 4.0 –422
Параметры внутри магнитного облака
AMC, % 1.6 ± 0.1 19.7 0.14
MCdur, ч 20.8 ± 0.7 64.0 5.0
BmaxMC, nT 15.5 ± 0.5 55.8 3.7
TBMC, % 47.4 ± 2.0 100.0 0.0
VmaxMC, км/с 481.9 ± 9.7 1565.0 304.0
TVMC, % 24.6 ± 1.9 100.0 0.0
DVMC, км/с 78.8 ± 4.5 598.0 4.0
LMC, a.e. 0.2 ± 0.01 0.95 0.05
LrMC 12.7 ± 0.6 77.26 1.13

Из таблицы 1 видно, что в среднем, вариации КЛ в МО составляют 60% от всей величины ФЭ (AMC = 1.6%, AF = 2.6%). Скорость солнечного ветра в МО обычно убывает, и, в среднем, она убывает на 79 км/с (параметр DVMC). Но вместе с тем, есть МО со значительным изменением скорости (~600 км/с), а есть и такие, в которых скорость практически не меняется (~4 км/с). Максимальные значения скорости СВ и ММП во всем межпланетном возмущении и внутри МО довольно близки. Обсуждая геомагнитную активность, следует отметить, что во время межпланетных возмущений, содержащих МО, обычно регистрируется малая геомагнитная буря (Kpmax = 5, Dstmin = = ‒71.8 нТл). Отметим, что три самые большие геомагнитные бури за 1995–2019 гг. с Kpmax = 9 были зарегистрированы во время межпланетных возмущений, содержащих магнитные облака (15 июля 2000 г., 29 и 30 октября 2003 г.). Амплитуда вариаций КЛ внутри магнитных облаков, в среднем составляет 60–70% от общей величины, но есть события, в которых вариации внутри МО очень малы (0.14%). Средняя продолжительность МО почти 21 ч, хотя были зарегистрированы случаи с продолжительностью более 50 ч (3 МО) и менее 10 ч (26 МО). Размер МО в гирорадиусах (для частиц с жесткостью 10 ГВ) в среднем получился 12.7, но иногда бывают значения много меньше (1.13) или значительно больше (77.26).

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Мы выделили и изучили межпланетные возмущения, содержащие магнитные облака, и связанные с ними Форбуш-эффекты. К настоящему времени 252 события за 1995–2019 гг. со всеми сопутствующими параметрами (http://spaceweather. izmiran.ru/dbs/mc/list_mc_252.pdf) включены в общую базу данных FEID (http://spaceweather.izmiran.ru/eng/dbs.html) и являются ее важной составной частью.

Полученные данные позволяют проводить статистические исследования и получать статистически значимые результаты. Один из главных результатов заключается в том, что МО создают большую часть Форбуш-эффекта, т.е. подтверждаются выводы других авторов, например, [Richardson and Cane, 2011], на значительно большем статистическом материале и на более точных исходных данных, чем в более ранних работах.

Вариации КЛ внутри МО тесно связаны с максимальными параметрами солнечного ветра и ММП внутри магнитных облаков и отличаются разнообразием. В некоторых случаях МО вызывает значительные вариации (до 90% общей величины ФЭ), но есть события, в которых понижения почти незаметны (менее 10% общей величины ФЭ).

Изученные нами МО весьма разнообразны, у них разная продолжительность, различные величина и поведение скорости солнечного ветра и межпланетного магнитного поля.

По распределению времени максимальных параметров солнечного ветра можно отметить, что чаще всего максимальная скорость СВ внутри магнитного облака регистрируется в начале МО, а максимальное значение ММП наблюдается как в начале, так и в середине события. Однако существует ряд событий, в которых указанные максимумы наблюдаются в последние часы МО. Это связано с тем, что на еще не закончившееся МО “налетает” следующее межпланетное возмущение, и увеличение параметров происходит из-за взаимодействия со следующим возмущением солнечного ветра.

Наблюдается достаточно тесная корреляция вариаций плотности КЛ в МО с размером МО, выраженным в гирорадиусах (для частиц с жесткостью 10 ГВ), но не с длительностью МО в часах или размером в астрономических единицах.

Список литературы

  1. – Белов А.В., Абунин А.А., Абунина М.А., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Вариации плотности галактических космических лучей в магнитных облаках // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 55. № 4. С. 445–456. 2015. https://doi.org/10.7868/S0016794015040021

  2. – Белов А.В., Ерошенко Е.А., Янке В.Г., Оленева В.А., Абунина М.А., Абунин А.А. Метод глобальной съемки для мировой сети нейтронных мониторов // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 58. № 3. С. 374–389. 2018. https://doi.org/10.7868/S0016794018030082

  3. – Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Абунин А.А., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Поведение скорости и температуры солнечного ветра в межпланетных возмущениях, создающих Форбуш-понижения // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 60. № 5. С. 547–556. 2020. https://doi.org/10.31857/S0016794020040100

  4. – Badruddin, Yadav R.S., Yadav N.R. Influence of magnetic clouds on cosmic ray intensity variation // Solar Phys. V. 105. I. 2. P. 413–428. 1986. https://doi.org/10.1007/BF00172057

  5. – Belov A.V. Forbush effects and their connection with solar, interplanetary and geomagnetic phenomena / Proc. IAU Symposium. V. 257. P. 439–450. 2009. https://doi.org/10.1017/S1743921309029676

  6. – Burlaga L., Sittler E., Mariani F., Schwenn R. Magnetic loop behind an interplanetary shock: Voyager, Helios, and IMP 8 observations // J. Geophys. Res. V. 86. P. 6673–6684. 1981. https://doi.org/10.1029/JA086iA08p06673

  7. – Burlaga L.F., Behannon K.W. Magnetic clouds: Voyager observations between 2 and 4 AU // Solar Phys. V. 81. P. 181–192. 1982. https://doi.org/10.1007/BF00151989

  8. – Burlaga L. Magnetic Clouds / Physics of the Inner Heliosphere II. Physics and Chemistry in Space (Space and Solar Physics). V. 21. Eds. Schwenn R., Marsch E. Berlin, Heidelberg: Springer, 352 p. 1991. https://doi.org/10.1007/978-3-642-75364-0_1

  9. – Bothmer V., Schwenn R. Eruptive prominences as sources of magnetic clouds in the solar wind // Space Sci. Rev. V. 70. P. 215–220. 1994. https://doi.org/10.1007/BF00777872

  10. – Bothmer V., Schwenn R. The structure and origin of magnetic clouds in the solar wind // Ann. Geophys. V. 16. P. 1–24. 1998. https://doi.org/10.1007/s00585-997-0001-x

  11. – Cane H.V. Coronal Mass Ejections and Forbush Decreases // Space Sci. Rev. V. 93. P. 55–77. 2000. https://doi.org/10.1023/A:1026532125747

  12. – Dumbovi’c M., Vrˇsnak B., Guo J. et al. Evolution of Coronal Mass Ejections and the Corresponding Forbush Decreases: Modeling vs. Multi-Spacecraft Observations // Solar Phys. V. 295. № 104. 2020. https://doi.org/10.1007/s11207-020-01671-7

  13. – Echer E., Alves M.V., Gonzalez W.D. A statistical study of magnetic cloud parameters and geoeffectiveness // J. Atmosph. Solar-Terr. Phys. V. 67. I. 10. P. 839–852. 2005. https://doi.org/10.1016/j.jastp.2005.02.010

  14. – Forbush S.E. On the effects in cosmic-ray intensity observed during the recent magnetic storm // Phys. Rev. V. 51. P. 1108–1109. 1937. https://doi.org/10.1103/PhysRev.51.1108.3

  15. – Forbush S. On cosmic-ray effects associated with magnetic storms // Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity. V. 43. P. 203–218. 1938. https://doi.org/10.1029/TE043i003p00203

  16. – Goldstein H. On the field configuration in magnetic clouds / Solar Wind Five. Ed. M. Neugebauer. NASA Conf. Publ. 2280. P. 731–733. 1983.

  17. – Gopalswamy N., Xie H., Mäkelä P., Akiyama S., Yashiro S., Kaiser M.L., Howard R.A., Bougeret J.-L. Interplanetary shocks lacking type II radio bursts // Astrophys. J. V. 710. P. 1111–1126. 2010. https://doi.org/10.1088/0004-637X/710/2/1111

  18. – Gopalswamy N., Yashiro S., Xie H., Akiyama S., Mäkelä P. Properties and geoeffectiveness of magnetic clouds during solar cycles 23 and 24 // J. Geophys. Res.: Space Phys. V. 120. I. 11. P. 9221–9245. 2015. https://doi.org/10.1002/2015JA021446

  19. – Gosling J.T., Bame S.J., McComas D.J., Phillips J.L. Coronal mass ejections and large geomagnetic storms // Geophys. Res. Lett. V. 17. I. 7. P. 901–904. 1990. https://doi.org/10.1029/GL017i007p00901

  20. – Gosling J.T., McComas D.J., Phillips J.L., Bame J. Geomagnetic activity associated with earth passage of interplanetary shock disturbances and coronal mass ejections // J. Geophys. Res. V. 96. P. 7831–7839. 1991. https://doi.org/10.1029/91JA00316

  21. – Huttunen K., Schwenn R., Bothmer V., Koskinen H. Properties and geoeffectiveness of magnetic clouds in the rising, maximum and early declining phases of solar cycle 23 // Ann. Geophys. V. 23. P. 625–641. 2005. https://doi.org/10.5194/angeo-23-625-2005

  22. – Klein L., Burlaga L. Interplanetary magnetic clouds at 1 AU // J. Geophys. Res. V. 87. I. A2. P. 613–624. 1982. https://doi.org/10.1029/JA087iA02p00613

  23. – Kumar A., Badruddin. Interplanetary coronal mass ejections, associated features, and transient modulation of galactic cosmic rays // Solar Phys. V. 289. P. 2177–2205. 2014. https://doi.org/10.1007/s11207-013-0465-7

  24. – Kuwabara T., Bieber J.W., Evenson P. et al. Determination of interplanetary coronal mass ejection geometry and orientation from ground-based observations of galactic cosmic rays // J. Geophys. Res. V. 114. I. A5. A05109. 2009. https://doi.org/10.1029/2008JA013717

  25. – Lepping R.P., Jones J.A., Burlaga L.F. Magnetic field structure of interplanetary magnetic clouds at 1 AU // J. Geophys. Res. V. 95. I. A8. P. 11957–11965. 1990. https://doi.org/10.1029/JA095iA08p11957

  26. – Lepping R.P., Wu C.-C., Berdichevsky D.B., Szabo A. Model Fitting of Wind Magnetic Clouds for the Period 2004–2006 // Solar Phys. V. 295. № 83. 2020. https://doi.org/10.1007/s11207-020-01630-2

  27. – Li Y., Luhmann J.G., Lynch B.J. Magnetic Clouds: Solar Cycle Dependence, Sources, and Geomagnetic Impacts // Solar Phys. V. 293. № 135. 2018. https://doi.org/10.1007/s11207-018-1356-8

  28. – Lockwood J.A., Webber W.R., Debrunner H. Forbush decreases and interplanetary magnetic field disturbances: Association with magnetic clouds // J. Geophys. Res. V. 96. I. A7. P. 11587–11604. 1991. https://doi.org/10.1029/91JA01012

  29. – Lynch B.J., Zurbuchen T.H., Fisk L.A. Internal structure of magnetic clouds: Plasma and composition // J. Geophys. Res. V. 108. I. A6. 1239. 2003. https://doi.org/10.1029/2002JA009591

  30. – Marubashi K., Lepping R. Long-duration magnetic clouds: a comparison of analyses using torus- and cylinder-shaped flux rope models // Ann. Geophys. V. 25. I. 11. P. 2453–2477. 2007. https://doi.org/10.5194/angeo-25-2453-2007

  31. – Mas’ıas-Meza J.J., Dasso S., D’emoulin P., Rodriguez L., Janvier M. Superposed epoch study of ICME sub-structures near Earth and their effects on Galactic cosmic rays // Astronomy & Astrophys. V. 592. № A118. 2016. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201628571

  32. – Melkumyan A.A., Belov A.V., Abunina M.A., Abunin A.A., Eroshenko E.A., Yanke V.G., Oleneva V.A. Solar wind temperature–velocity relationship over the last five solar cycles and Forbush decreases associated with different types of interplanetary disturbance // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. V. 500. P. 2786–8797. 2021. https://doi.org/10.1093/mnras/staa3366

  33. – Mulligan T., Russell C.T. Multispacecraft modeling of the flux rope structure of interplanetary coronal mass ejections: Cylindrically symmetric versus nonsymmetric topologies // J. Geophys. Res. V. 106. P. 10581–10596. 2001. https://doi.org/10.1029/2000JA900170

  34. – Panasyuk M.I., Kuznetsov S.N., Lazutin L.L. et al. Magnetic Storms in October 2003 // Cosmic Res. V. 42. P. 489–535. 2004. https://doi.org/10.1023/B:COSM.0000046230.62353.61

  35. – Papaioannou A., Belov A., Abunina M., Eroshenko E., Abunin A., Anastasiadis A., Patsourakos S., Mavromichalaki H. Interplanetary Coronal Mass Ejections as the Driver of Non-recurrent Forbush Decreases // Astrophys. J. V. 890. № 101. 2020. https://doi.org/10.3847/1538-4357/ab6bd1

  36. – Parnahaj I., Kudela K. Forbush decreases at a middle latitude neutron monitor: relations to geomagnetic activity and to interplanetary plasma structures // Astrophys. Space Sci. V. 359. № 35. 2015. https://doi.org/10.1007/s10509-015-2484-3

  37. – Petukhova A.S., Petukhov I.S., Petukhov S.I. Forbush Decrease Characteristics in a Magnetic Cloud // Space Weather. V. 18. № e2020SW002616. 2020. https://doi.org/10.1029/2020SW002616

  38. – Richardson I.G. Solar wind stream interaction regions throughout the heliosphere // Living Reviews in Solar Physics. V. 15. № 1. 2018. https://doi.org/10.1007/s41116-017-0011-z

  39. – Richardson I.G., Cane H.V. The fraction of interplanetary coronal mass ejections that are magnetic clouds: Evidence for a solar cycle variation // Geophys. Res. Lett. V. 31. № L18804. 2004. https://doi.org/10.1029/2004GL020958

  40. – Richardson I.G., Cane H.V. Near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections during Solar Cycle 23 (1996–2009): Catalog and summary of properties // Solar Phys. V. 264. P. 189–237. 2010a. https://doi.org/10.1007/s11207-010-9568-6

  41. – Richardson I.G., Cane H.V. Interplanetary Coronal Mass Ejections During Solar Cycle 23/12 International Solar Wind Conference. AIP Conference Proceedings. V. 1216. P. 683–686. 2010b. https://doi.org/10.1063/1.3395959

  42. – Richardson I.G., Cane H.V. Galactic Cosmic Ray Intensity Response to Interplanetary Coronal Mass Ejections/Magnetic Clouds in 1995–2009 // Solar Phys. V. 270. P. 609–627. 2011. https://doi.org/10.1007/s11207-011-9774-x

  43. – Ruffenach A., Lavraud B., Farrugia C.J. et al. Statistical study of magnetic cloud erosion by magnetic reconnection // J. Geophys. Res.: Space Phys. V. 120. P. 43–60. 2015. https://doi.org/10.1002/2014JA020628

  44. – Sun W., Dryer M., Fry C.D., Deehr C.S., Smith Z., Akasofu S.-I., Kartalev M.D., Grigorov K.G. Real-time forecasting of ICME shock arrivals at L1 during the “April Fool’s Day” epoch: 28 March–21 April 2001 // Ann. Geophys. V. 20. P. 937–945. 2002. https://doi.org/10.5194/angeo-20-937-2002

  45. – Zhang G., Burlaga L. Magnetic clouds, geomagnetic disturbances, and cosmic ray decreases // J. Geophys. Res. V. 93. I. A4. P. 2511–2518. 1988. https://doi.org/10.1029/JA093iA04p02511

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал