1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 62, № 2, 2022

Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 2, стр. 155-170

Особенности поведения временнЫ́х параметров Форбуш-понижений, связанных с разными типами солнечных и межпланетных источников

А. А. Мелкумян 1, *, А. В. Белов 1, **, М. А. Абунина 1, Н. С. Шлык 1, А. А. Абунин 1, В. А. Оленева 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: amelkum@izmiran.ru
** E-mail: abelov@izmiran.ru

Поступила в редакцию 17.06.2021
После доработки 31.08.2021
Принята к публикации 24.09.2021

Полный текст (PDF)

Аннотация

По материалам созданной и поддерживаемой в ИЗМИРАН базы данных Форбуш-эффектов и межпланетных возмущений исследовались Форбуш-понижения за период с 1997 по 2017 гг. – всего 1055 событий. С использованием статистических методов сравнивалось развитие Форбуш-понижений во времени для четырех групп событий: (1) связанные с корональными выбросами массы из активных областей и сопровождающиеся солнечными вспышками; (2) вызванные межпланетными возмущениями от волоконных выбросов из регионов за пределами активных областей; (3) обусловленные высокоскоростными потоками из корональных дыр; (4) вызванные двумя или более источниками с разными типами возмущений. Для сравнения использовались временны́е параметры развития Форбуш-понижений – время от начала события до момента регистрации: минимальной плотности космических лучей; максимального часового уменьшения плотности космических лучей; максимальной экваториальной анизотропии космических лучей; максимальной скорости солнечного ветра; максимальной индукции межпланетного магнитного поля; минимального Dst-индекса. Исследование распределений временны́х параметров и корреляции между ними показало, что развитие Форбуш-понижений во времени существенно различается для четырех исследуемых групп событий.

1. ВВЕДЕНИЕ

Форбуш-понижением (ФП) называют изменение плотности и анизотропии космических лучей (КЛ) в крупномасштабных возмущениях солнечного ветра [Forbush, 1937; Lockwood, 1971; Iucci et al., 1979a; Belov et al., 2001]. Как правило, во время ФП интенсивность галактических КЛ относительно быстро убывает, а за понижением следует более медленное восстановление. Форбуш-понижения достаточно разнообразны по своему проявлению, и причиной такого многообразия является целый ряд факторов: влияние различных солнечных источников (а также их изменчивость и комбинация), слияние событий, взаимодействие распространяющегося возмущения с гелиосферным токовым слоем и т.д. [Belov, 2009]. Характеристики ФП зависят от величины межпланетного магнитного поля (ММП), разности скорости распространения возмущения и фоновой скорости солнечного ветра, размеров межпланетного возмущения и т.д. В зависимости от типа источника возмущения межпланетной среды ФП можно разделить на спорадические, вызванные межпланетными корональными выбросами массы (Interplanetary Coronal Mass Ejections – ICMEs) [Cane, 2000] и рекуррентные, вызванные высокоскоростными потоками (High Speed Stream – HSS) из корональных дыр (Coronal Holes – CHs) [Richardson, 2004]. Механизм дополнительной модуляции КЛ в данных типах возмущений солнечного ветра различен: ФП от ICMEs имеют, как правило, более резкое понижение интенсивности [Parker, 1963; Lockwood, 1971; Belov, 2000]. Влияние различных типов возмущений межпланетной среды на модуляцию галактических КЛ изучалось во многих работах (напр., [Gopalswamy et al., 2009; Dumbovi’c et al., 2012; Черток и др., 2013; Chertok et al., 2013; Мелкумян и др., 2018; Melkumyan et al., 2019]).

Охарактеризовать отдельное ФП можно, используя амплитудные значения вариации плотности, анизотропии и скорости уменьшения плотности КЛ, скорости солнечного ветра и индукции магнитного поля межпланетного источника модуляции КЛ. Но эти параметры не дают представления о временнóм развитии события, которое в общем можно охарактеризовать продолжительностью основной фазы ФП – фазы спада (время от начала ФП до минимума плотности КЛ) и продолжительностью фазы восстановления (время от минимума плотности КЛ до конца существенных изменений плотности, обусловленных данным межпланетным возмущением, или же до начала следующего события). Время восстановления зависит, прежде всего, от размеров возмущения, его скорости распространения в межпланетном пространстве, а также места попадания Земли в это возмущение. В работе [Lockwood et al., 1986] было показано, что время восстановления ФП практически не зависит от энергии (жесткости) частиц; его величина варьируется от 3 до 10 дней; фаза восстановления хорошо описывается экспоненциальным законом; среднее значение времени восстановления (5 дней) не меняется во время инверсии солнечного магнитного поля и на фазах подъема и спада солнечного цикла. В работах [Iucci et al., 1979b; Cane et al., 1994] отмечалось, что время восстановления зависит от гелиодолготы солнечного источника. В работе [Абунина и др., 2013] исследовалось развитие Форбуш-понижений с 1976 по 2010 гг. в зависимости от гелиодолготы солнечных вспышек, ассоциированных с источниками модуляции КЛ. Было показано, что: а) события от восточных источников имеют протяженную фазу спада (для далеких восточных источников – от суток до трех, для более близких – около суток), восстановление происходит медленно; б) ФП, связанные с центральными источниками, отличаются малым временем спада (несколько часов); в) события от западных источников небольшие, быстрые и короткие (понижение не успевает развиться полностью, так как Земля быстро выходит из возмущенной области). В работе [Papailiou et al., 2020] исследовалась зависимость от гелиодолготы источника больших ФП в трех группах событий с 1967 по 2017 гг.: западные (от 21° до 60°), восточные (от –60° до –21°) и центральные (от –20° до 20°). Результаты показали, что ФП, связанные с западными источниками, встречаются реже, имеют меньшую величину, более быстрое развитие и меньшую продолжительность, чем ФП, связанные с восточными и центральными источниками.

Кроме времени спада и времени восстановления, для описания профиля ФП можно использовать более подробные характеристики временнóго развития: время от начала ФП до момента регистрации максимального значения: часового уменьшения плотности КЛ, анизотропии КЛ, скорости солнечного ветра, индукции ММП и т.д. В работе [Абунин и др., 2012] исследовалось поведение параметров временнóго развития ФП с 1957 по 2011 гг. для двух групп изолированных событий: события, начавшиеся с прихода к Земле межпланетной ударной волны, и события без ударной волны. Полученные результаты показали, что: а) длительность фазы спада достаточно близка в двух группах событий; б) максимальное часовое понижение плотности КЛ регистрируется значительно раньше в группе событий с ударной волной; в) максимум анизотропии КЛ для событий с ударной волной наблюдается до минимума плотности КЛ, для событий без ударной волны – после этого минимума, т.е. на фазе восстановления; г) максимум скорости солнечного ветра отстает от максимума ММП, особенно для событий с межпланетной ударной волной. В работе [Белов и др., 2016] исследовалось поведение перечисленных выше временны́х характеристик ФП и межпланетных возмущений для событий c внезапным началом (Sudden Storm Commencement – SSC) c 1957 по 2012 гг., разделенных на группы по величине изменения плотности КЛ в начале ФП. Было показано, что для событий с наибольшими начальными изменениями плотности среднее время до минимума плотности и среднее время до максимальной скорости понижения плотности КЛ имеют наименьшие значения (соответственно, 17.6 ± 1.0 и 3.6 ± 0.4 ч). Оказалось также, что для событий с внезапным началом длительность фазы спада (19.2 ± 0.5 ч) практически совпадает со временем от SSC до минимального значения геомагнитного Dst-индекса (~20 ч). В работе [Мелкумян и др., 2018] исследовалось временнóе развитие ФП, связанных с разными типами солнечных источников – корональными дырами и корональными выбросами массы (Coronal Mass Ejections – CMEs) – за период с1997 по 2014 гг. Для двух групп ФП, связанных с разными типами солнечных источников, вычислялись средние значения интервалов времени от начала ФП до максимальных значений параметров ФП (вариации плотности КЛ, величины часового понижения плотности КЛ, вариации экваториальной анизотропии КЛ), и межпланетных возмущений (скорости солнечного ветра, индукции ММП). Анализ полученных результатов показал, что для двух групп событий наблюдается как сходство, так и различия во временнóм развитии ФП.

Таким образом, в более ранних работах либо исследовалась только длительность фазы спада и фазы восстановления [Iucci et al., 1979b; Lockwood et al., 1986; Cane et al., 1994; Абунина и др., 2013; Papailiou et al., 2020], либо сравнивались средние значения временны́х параметров для двух классов событий: ФП с внезапным и постепенным началом [Абунин и др., 2012; Белов и др. 2016] или ФП, связанные с корональными выбросами массы и корональными дырами [Мелкумян и др., 2018]. Цель настоящей работы – на большом объеме данных исследовать различие временны́х параметров ФП для четырех групп событий, отличающихся типом солнечных источников: (1) ФП, связанные с CMEs из активных областей, сопровождающимися солнечными вспышками (группа СМЕ1); (2) ФП, вызванные межпланетными возмущениями от волоконных выбросов из регионов за пределами активных областей (группа СМЕ2); (3) ФП, вызванные высокоскоростными потоками из корональных дыр (группа СН); (4) ФП, связанные с несколькими солнечными источниками (смешанные события – группа MIX). Учитывая, что исследуемые параметры не подчиняются нормальному закону [Melkumyan et al., 2019] и средние значения сильно смещены в сторону больших значений, мы поставили перед собой задачу сравнить именно распределения параметров.

2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ

В настоящей работе использовались данные из созданной и поддерживаемой в ИЗМИРАН базы данных Форбуш-эффектов и межпланетных возмущений (Forbush Effects and Interplanetary Disturbances – FEID) (http://spaceweather.izmiran.ru/eng/dbs.html). База данных содержит информацию о ФП (с 1957 г.), параметрах солнечного ветра (с 1964 г.), солнечной и геомагнитной активности. Представленные в базе данных почасовые значения вариаций плотности и анизотропии КЛ рассчитаны по данным мировой сети нейтронных мониторов методом глобальной съемки [Белов и др., 2018]. Результаты получены для частиц с жесткостью 10 ГВ, наиболее близкой к эффективной жесткости частиц, регистрируемых нейтронными мониторами. Почасовые значения параметров солнечного ветра взяты из базы данных OMNI [King and Papitashvili, 2005; (http://omniweb.gsfc.nasa.gov/ow.html)]. Геомагнитные данные взяты из интернет-ресурса (ftp://ftp.gfz-potsdam.de/pub/home/obs/kp-ap/wdc/) и сетевой базы данных (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/index.html). Информация по солнечным вспышкам основана на рентгеновских измерениях серии спутников GOES (http://www.swpc.noaa.gov/ftpdir/lists/xray).

Для сравнения развития во времени Форбуш-понижений, связанных с четырьмя типами источников (группы СМЕ1, СМЕ2, СН, MIX), использовались ФП из базы данных FEID с января 1997 г. по декабрь 2017 г., для которых сделана достаточно уверенная привязка к солнечному источнику (всего 1055 событий – группа FULL). В качестве параметров временнóго развития ФП использовалось время от начала ФП до момента регистрации: минимального значения плотности КЛ (Tmin – время спада, длительность основной (главной) фазы ФП); максимальных значений часового уменьшения плотности КЛ (TD min) и экваториальной анизотропии КЛ (TAxymax); максимальных (в течение события) скорости солнечного ветра (TVmax) и индукции ММП (TBmax); минимальных (в течение события) значений геомагнитного индекса (TDstmin) и температурного индекса (TKTmin) [Мелкумян и др., 2020]. За начало ФП принимался момент прихода ударной волны, в качестве индикатора которой использовалось внезапное начало геомагнитной бури (SSC) (http://isgi.unistra.fr/data_download.php). При отсутствии этого признака, началом ФП считаются резкие изменения основных параметров межпланетной среды (скорости солнечного ветра и/или ММП) или космических лучей.

Для решения поставленной задачи – сравнения поведения временны́х параметров ФП в событиях, связанных с разными типами солнечных источников, мы использовали идентификацию ФП, реализованную в базе FEID. Отождествление ФП с источником требует комплексного анализа данных по вариациям КЛ, а также межпланетных и солнечных данных. Как правило, анализ начинался с изучения параметров солнечного ветра. Поведение этих параметров позволяло предварительно идентифицировать ФП с тем или иным типом источника. Затем проводился анализ солнечных данных и сравнение полученных результатов с существующими базами данных и каталогами (при наличии). На этой стадии анализа часто, но не всегда, подтверждались выводы, полученные в результате анализа параметров солнечного ветра.

Для корональных дыр поведение параметров солнечного ветра позволяет выделить: а) область взаимодействия высокоскоростного и фонового солнечного ветра; б) основную часть высокоскоростного потока. В области взаимодействия значения плотности межпланетного вещества и индукции ММП сильно меняются по величине (ММП еще и по направлению) и значительно возрастает температура. Когда Земля входит в основную часть высокоскоростного потока, этот вход обычно выделяется резким увеличением скорости солнечного ветра и таким же резким уменьшением плотности. Отличительные черты основной части HSS – повышенная скорость и температура, низкая плотность и пониженные значения ММП [Hundhausen, 1977; Wimmer-Schweingruber et al., 1997; Zhang et al., 2003; Cranmer, 2009]. Перечисленные критерии позволяли предварительно выделить некоторые ФП, как связанные с корональными дырами, и затем для этих событий проводился анализ солнечных данных (https://sdo.gsfc.nasa.gov/, https://sohowww.nascom. nasa.gov) и каталогов корональных дыр [Tlatov et al., 2014; (http://www.solen.info/solar/coronal_ holes.html)].

При привязке ФП к корональным выбросам массы, на первом этапе также проводился анализ параметров солнечного ветра. При приближении ICMEs к Земле, сначала наблюдается область взаимодействия, которая иногда начинается с прихода межпланетной ударной волны. В этой области увеличиваются плотность межпланетного вещества и индукция ММП и возрастают флуктуации ММП. Главная часть ICMEs обычно характеризуется высокой плотностью, низкой температурой и повышенными значениями ММП. Возмущения, вызванные CMEs, более изменчивы в своих характеристиках по сравнению с HSS из CHs [Zurbuchen and Richardson, 2006]. При идентификации ICMEs разные исследователи используют для анализа различные наборы параметров (напр., [Owens et al., 2005; Gopalswamy, 2006]). В базе данных FEID для предварительного выделения событий, связанных с CMEs, кроме обычных параметров солнечного ветра, используется также специально рассчитанный температурный индекс [Мелкумян и др., 2020; Melkumyan et al., 2021; (http://spaceweather.izmiran.ru/dbs/kt/temp_ index.txt)]. Температурный индекс KT = Tobs/Texp – это отношение наблюдаемой протонной температуры Tobs к ожидаемой Texp, которая вычисляется по скорости солнечного ветра V с использованием уравнения lg Texp = a + b lg V. Коэффициенты a и b получены методом линейной регрессии с использованием степенных моделей зависимости протонной температуры от скорости для невозмущенного солнечного ветра. Температурный индекс аномально велик в областях взаимодействия разноскоростных потоков солнечного ветра и аномально мал внутри корональных выбросов массы и, особенно, магнитных облаков, что позволяет использовать его для выделения ФП, связанных с этими структурами.

После предварительного выделения событий по параметрам солнечного ветра проводился анализ солнечных данных: солнечные эрупции хорошо видны на снимках и видеоизбражениях Солнца (https://sdo.gsfc.nasa.gov/, https://sohowww.nascom. nasa.gov), а связанные с ними CMEs проявляются в данных внезатменных коронографов, таких как LASCO коронограф на SOHO (https://sohowww.nascom.nasa.gov). На этом этапе использовались также базы данных и каталоги CMEs [Richardson and Cane, 2010; (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/); (http://www.srl.caltech.edu/ACE/ ASC/DATA/level3/icmetable2.htm)] и другие интернет-ресурсы (напр., (https://solarmonitor.org/, https://solen.info/solar/old_reports/)). Выделенные таким образом ФП разделялись на два класса по типу солнечного источника: CME1 – вспышечные выбросы из активной области и СМЕ2 – волоконные выбросы из регионов за пределами активных областей.

Для идентификации смешанных событий (группа MIX) использовались те же источники, что и перечисленные выше. В эту группу включены события смешанной природы, обусловленные сразу несколькими межпланетными возмущениями. Ситуация на орбите Земли может быть очень сложной из-за нескольких транзиентных событий, происходящих близко во времени и пространстве [Burlaga et al., 2003; Cane, 2000; Lugas et al., 2017]. Возможны события, вызванные совместно и высокоскоростными потоками из корональных дыр и выбросами солнечного вещества, причем главным источником в одних могут быть высокоскоростные потоки из корональных дыр, а в других – выбросы солнечного вещества (напр., [Gopalswamy et al., 2009; Mohamed et al., 2012]). Такие события встречаются достаточно часто, когда по мере распространения от Солнца к Земле высокоскоростные потоки из CHs и ICMEs взаимодействуют между собой, что по-разному сказывается на изменении параметров солнечного ветра. Эти взаимодействия зачастую вызывают значительные магнитные бури, а также приводят к образованию более сложных условий для возникновения и развития ФП.

На рисунках 1–4 представлены примеры ФП из указанных групп событий. На рис. 1 представлен пример ФП для группы CME1. Событие началось с регистрации ударной волны 4 июня 2011 г. в 20:44 UT. Максимальное значение индукции ММП составило Bmax = 23.6 нТл (TBmax = 6 ч); скорости солнечного ветра Vmax= 556 км/с (TVmax = 8 ч); величины ФП AF = 3.2% (Tmin = 8 ч), экваториальной анизотропии КЛ Axymax = 1.78% (TAxymax = 27 ч). Резкий рост величины индукции ММП и скорости солнечного ветра на ударной волне вызвал значительные изменения геомагнитных индексов, была зарегистрирована умеренная магнитная буря, максимальные значения индексов составили Kp = 6.3, Dst = –45 нТл (TDstmin = 10 ч). Температурный индекс имел низкие и аномально низкие значения (KTmin = 0.243, TKTmin = 6 ч) на протяжении почти всего события. Самые большие изменения и значительный рост температурного индекса наблюдаются сразу после прихода ударной волны, что достаточно типично для области взаимодействия. Источником этого ФП считается вспышка класса C3.7 (E19S25), зарегистрированная 2 июня 2011 г. в 0722 UT, и связанный с ней ICME от 2 июня 2011 г. в 0812. Заметим, что низкие значения температурного индекса до регистрации ударной волны относятся к предыдущему событию.

Рис. 1.

Пример Форбуш-понижения 4 июня 2011 г. (группа СМЕ1 – ФП, вызванные межпланетными возмущениями от вспышечных выбросов из активных областей). Примечание: первая сверху панель показывает индукцию ММП и скорость солнечного ветра; вторая панель – вариации плотности КЛ (A0, левая шкала) и экваториальной составляющей анизотропии КЛ (Axy, правая шкала); третья панель – температурный индекс; четвертая панель – геомагнитные Kp- и Dst-индексы; вертикальные линии – начало ФП (светло-серая со значком SC – регистрация SSC, черная со значком ons – начало события в отсутствие SSC); cтрелками обозначены: амплитуда ФП (AF); величина максимального часового уменьшения плотности КЛ (Dmin); параметры временнóго развития ФП (TVmax, TBmax,Tmin, TDmin, TAxymax, TKTmin,TDstmin).

Рис. 2.

Пример Форбуш-понижения 30 июля 2015 г. (то же, что на рис. 1, но для группы СН – ФП, вызванные высокоскоростными потоками из корональных дыр).

Рис. 3.

Пример Форбуш-понижения 20 июня 2010 г. (то же, что на рис. 1, но для группы СМЕ2 – ФП, вызванные межпланетными возмущениями от волоконных выбросов вне активных областей).

Рис. 4.

Пример Форбуш-понижения 3 августа 2013 г. (то же, что на рис. 1, но для группы MIX – ФП смешанной природы, обусловленные несколькими межпланетными возмущениями).

Пример ФП, связанного с воздействием на Землю высокоскоростного потока из корональной дыры (группа CH), приведен на рис. 2. Начало события связано с регистрацией ударной волны в 15:37 UT 30 июля 2015 г. В течение этого события максимальные значения параметров ММП, солнечного ветра и КЛ составили: Bmax = = 14.7 нТл (TBmax = 8 ч); Vmax= 613 км/с (TVmax = 67 ч); AF = 1.3% (Tmin = 68 ч), Axymax = 0.87% (TAxymax = 56 ч). Для геомагнитных Kp- и Dst-индексов зарегистрированы максимальные значения Kp = 4.3, Dst = –29 нТл (TDstmin = 33 ч). Данное ФП связано с высокоскоростным потоком из трансэкваториальной корональной дыры (CH679, (http://www. solen.info/solar/coronal_holes.html)), проходившей через центральный меридиан солнечного диска 28–29 июля 2015 г. Вход в высокоскоростной поток характеризуется довольно резким увеличением значений индукции ММП, плотности и протонной температуры и, соответственно, температурного индекса при плавном росте скорости солнечного ветра. В основной части потока высокие значения имеет скорость солнечного ветра (в течение 3–4 дней), а величина ММП уменьшается до нормальных значений в течение первых суток, при этом длительное время нахождения Земли в высокоскоростном потоке не дает большого вклада в изменение характеристик КЛ и незначительно влияет на геомагнитную активность. Значение TVmax = 67 ч определяет время регистрации максимальной скорости солнечного ветра на длительном интервале повышенных скоростей и в этом случае самое важное, что все высокие скорости наблюдаются значительно позже, чем высокие значения напряженности ММП. Относительно низкие значения температурного индекса наблюдаются не только в момент TKTmin, но и существенно позже; при этом все они значимо больше, чем типичные значения для ICMEs. Похожая ситуация наблюдается в среднем поведении параметров для различных типов событий, которое будет обсуждаться далее.

Пример ФП для группы CME2 от 20 июня 2010 г. в 21UT изображен на рис. 3. Максимальное значение индукции ММП составило Bmax = = 7.5 нТл (TBmax = 14 ч); скорости солнечного ветра Vmax= 404 км/с (TVmax = 6 ч); величины ФП AF = = 1.2% (Tmin = 26 ч), экваториальной анизотропии КЛ Axymax = 1.39% (TAxymax = 8 ч); геомагнитные индексы менялись незначительно, максимальные значения составили Kp = 2.3, Dst = –7 нТл (TDstmin = = 18 ч); температурный индекс в течение долгого времени имел аномально низкие значения KTmin = = 0.17 (TKTmin = 15 ч). Источником этого события был волоконный выброс 16 июня 2016 г., ICME от которого зарегистрировано на коронографе в 20:56 UT.

В качестве примера для группы MIX было выбрано событие 3 августа 2013 г. (рис. 4). Основным источником этого ФП был высокоскоростной поток из северной корональной дыры (CH577, (http://www.solen.info/solar/coronal_holes.html)), которая проходила через центральный меридиан солнечного диска 31 июля–1 августа 2013 г. Кроме этого, 30–31 июля на северо-западе центральной зоны была зарегистрирована эрупция волокна. В результате взаимодействия этих солнечных источников у Земли наблюдались следующее значения основных параметров солнечного ветра: максимальное значение индукции ММП составило Bmax = 15.6 нТл (TBmax = 22 ч), максимальное значение скорости солнечного ветра Vmax= 566 км/с (TVmax = 38 ч), и была зарегистрирована малая геомагнитная буря (Kp = 4.7, Dst = –50 нТл (TDstmin = = 31 ч)). Величина ФП составила AF = 1.7% (Tmin = = 28 ч), что значительно больше среднего значения для величины ФП от корональных дыр (см. табл. 1). К тому же, в поведении температурного индекса явно выделяются периоды пониженных значений в конце 6 и в конце 7 августа на фоне плавно спадающей скорости СВ, что также нетипично для событий от корональных дыр (рис. 4, третья панель).

Таблица 1.  

Медиана, среднее, квантили распределений временны́х параметров (в часах) и величины ФП (в %) для пяти групп событий (N – количество ФП)

Параметр Группа N Медиана Среднее 25% 75% 95%
Tmin FULL 1055 18 22.7 ± 0.5 10 31 59
  CME1 250 16 16.3 ± 0.7 8 21 35
  CME2 151 19 17.7 ± 1.0 9 23 42
  CH 211 29 30.9 ± 1.3 15 46 67
  MIX 443 20 24.1 ± 0.8 10 33 58
TDmin FULL 1055 9 14.0 ± 0.5 3 19 51
  CME1 250 4 6.9 ± 0.5 1 10 23
  CME2 152 8 10.6 ± 0.9 3 15 30
  CH 211 13 19.7 ± 1.3 6 29 62
  MIX 443 10 16.4 ± 0.8 4 23 57
TAxymax FULL 1055 15 17.6 ± 0.4 6 28 44
  CME1 250 10 13.4 ± 0.8 4 19 39
  CME2 152 13 15.2 ± 1.0 5 22 43
  CH 211 20 21.2 ± 1.0 8 34 46
  MIX 443 16 19.1 ± 0.7 6 31 45
TVmax FULL 1055 17 21.3 ± 0.5 7 31 56
  CME1 250 5 9.3 ± 0.6 3 12 26
  CME2 151 8 11.1 ± 0.9 3 15 32
  CH 211 31 31.3 ± 1.2 17 44 67
  MIX 443 23 26.6 ± 0.8 15 36 64
TBmax FULL 1055 8 11.1 ± 0.3 3 16 33
  CME1 250 5 8.6 ± 0.6 3 11 28
  CME2 151 11 13.9 ± 0.9 5 21 34
  CH 211 8 11.6 ± 0.7 4 16 35
  MIX 443 8 11.3 ± 0.5 4 14 35
TKTmin FULL 1055 20 20.6 ± 0.5 5 35 46
  CME1 250 18 19.5 ± 0.9 9 29 45
  CME2 151 18 18.9 ± 1.0 10 28 44
  CH 211 20 19.9 ± 1.2 2 37 46
  MIX 443 23 22.2 ± 0.8 4 39 47
TDstmin FULL 1055 16 19.4 ± 0.5 8 28 48
  CME1 250 12.5 14.9 ± 0.8 6 19 42
  CME2 151 18 20.3 ± 1.2 5 28 49
  CH 211 19 23.4 ± 1.1 11 33 49
  MIX 443 16 19.7 ± 0.7 8 30 49
AF FULL 1055 1.1 1.7 ± 0.1 0.7 1.7 5.3
  CME1 250 3.0 3.2 ± 0.2 1.1 4.4 9.4
  CME2 151 1.8 1.8 ± 0.1 0.8 2.2 4.1
  CH 211 1.0 0.9 ± 0.03 0.6 1.2 1.5
  MIX 443 1.1 1.1 ± 0.03 0.7 1.4 2.4

Для полученных групп событий проводился статистический анализ семи параметров из базы данных FEID (Tmin, TDmin, TAxymax, TVmax, TBmax, TKTmin, TDstmin) и двух дополнительных параметров, характеризующих временны́е свойства собственно ФП (TFD) и связанных с ними межпланетных возмущений (TSW):

$\begin{gathered} {{T}_{{FD}}} = \sqrt {T_{{{\text{min}}}}^{2} + T_{{D{\text{min}}}}^{2}} , \\ {{T}_{{SW}}} = \sqrt {T_{{V{\text{max}}}}^{2} + T_{{B{\text{max}}}}^{2}} . \\ \end{gathered} $

Строились диаграммы размаха и гистограммы; вычислялись квантили распределений и средние значения параметров, а также парные коэффициенты корреляции для полной выборки и для каждой из четырех групп событий. Для оценки нормальности (логнормальности) распределений параметров использовался критерий согласия Колмогорова–Смирнова: вычислялись выборочные значения статистики Колмогорова–Смирнова и уровень значимости p; гипотеза о нормальности (логнормальности) распределения принималась при p > 0.05 [Corder and Foreman, 2009]. Для разных групп событий были построены профили среднего ФП, отражающие особенности временнóго развития.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

Анализ и сравнение параметров временнóго развития ФП проводился для всех событий, выделенных и идентифицированных с солнечным источником с января 1997 г. по декабрь 2017 г. (группа FULL – полная выборка, 1055 событий), а также для отдельных групп событий, связанных с разными типами солнечных источников (группа СМЕ1 – 250 событий; СМЕ2 – 151 событие; СН – 211 событий; MIX – 443 события). В табл. 1 представлены средние значения и квантили распределений временны́х параметров и амплитуды ФП для полной выборки и четырех групп событий. Диаграммы размаха временны́х параметров представлены на рис. 5 (полная выборка FULL) и рис. 6 (группы СМЕ1, СМЕ2, СН, MIX). Из табл. 1 и рис. 5 видно, что в полной выборке время спада с вероятностью 95% ограничено значением 59 ч и превышает 95-процентный квантиль распределений остальных параметров. Максимум часового уменьшения плотности КЛ (медиана 9 ч, межквартильный интервал 3–19 ч) чаще всего находится в начале фазы спада (медиана 18 ч, межквартильный интервал 10–31 ч.). Это свойство характерно для всех групп событий, хотя и в разной степени (рис. 6). Оно особенно ярко выражено для группы СМЕ1 (TDmin 4 ч, 1–10 ч; Tmin 16 ч, 8–21 ч) и наиболее слабо проявляется в группе СН (TDmin 13 ч, 6–29 ч; Tmin 29 ч, 15–46 ч). Максимальные значения индукции ММП чаще всего также наблюдаются в начале фазы спада, но имеется довольно много событий, когда поле достигает самого большого значения уже в фазе восстановления (рис. 5, 6). Для скорости солнечного ветра ожидаемо наблюдаются наиболее выраженные различия распределений параметра TVmax между группами событий, связанных с корональными выбросами массы (СМЕ1: 5 ч, 3–12 ч; CME2: 8 ч, 3–15 ч) с одной стороны и с высокоскоростными потоками из корональных дыр – с другой. В группе СН (TVmax 31 ч, 17–44 ч; Tmin 29 ч, 15–46 ч) значительная часть событий характеризуется максимальной скоростью солнечного ветра на фазе восстановления ФП. В этой группе 95-процентный квантиль распределения параметров Tmin (67 ч) и TVmax (67 ч) значимо выше, чем в полной выборке (59 ч) и в 2–2.5 раза больше, чем в группах СМЕ1 и СМЕ2. Из табл. 1 и рис. 5 также видно, что для полной выборки средние величины и квантили распределения Tmin практически совпадают с аналогичными характеристиками TVmax, т.е. фаза спада тем короче, чем быстрее скорость солнечного ветра достигает больших значений. Распределение TDmin очень близко к распределению TBmax, что подтверждает зависимость максимальной скорости уменьшения плотности КЛ от величины магнитного поля – когда поле слабое, больших скачков вариации плотности не наблюдается.

Рис. 5.

Диаграммы размаха временны́х параметров для группы FULL.

Рис. 6.

Диаграммы размаха параметров Tmin, TDmin, TAxymax, TVmax, TBmax, TDstmin в группах CME1, CME2, MIX, CH.

Построенные по данным таблицы схематические изображения ФП (рис. 7) показывают временнóе развитие среднего события по медианным значениям в группах СМЕ1, СМЕ2 и СН. Из рисунка видно, что для ФП, связанных с различными типами солнечных источников, наблюдается как сходство, так и заметные различия во временнóм развитии. Средние значения величины интервала времени от начала ФП до момента регистрации максимальных скорости уменьшения плотности и экваториальной анизотропии КЛ, скорости солнечного ветра и индукции ММП во всех трех группах наблюдаются в основной фазе развития ФП. Исключение составляет скорость солнечного ветра в группе СН, достигающая, в среднем, максимального значения на фазе восстановления КЛ. Понижение интенсивности КЛ в группе CME1 происходит быстрее, и минимум (более глубокий) достигается несколько раньше, чем в группе СМЕ2, и значительно раньше, чем в группе СH. Группы СМЕ1 и СМЕ2 различаются по времени максимального часового уменьшения плотности (Dmin) значительнее, чем по длительности фазы спада. Время достижения максимальных значений интенсивности ММП (Bmax) и скорости солнечного ветра (Vmax) практически совпадает в группе СМЕ1, а в группе СМЕ2 максимум индукции ММП существенно отстает от максимума скорости. Обнаруженные различия в группах СМЕ1 и СМЕ2 можно объяснить, прежде всего, величиной начальной скорости выбросов. Вспышечные выбросы, как правило, быстрее и имеют бóльшие значения ММП, а волоконные – менее быстрые и обладают, как правило, более слабым магнитным полем (напр., [Иванов, 1996; Chertok et al., 2013]). Положение максимального значения экваториальной анизотропии (Axymax) для группы СН нужно интерпретировать с осторожностью вследствие большого разброса значений (межквартильный интервал 8–34 ч) и неустойчивого положения максимума. Большой разброс, по-видимому, связан с небольшим усилением анизотропии и менее выраженным максимумом для этой группы. Для большого количества событий в группе СН максимум анизотропии наблюдается на фазе восстановления.

Рис. 7.

Схематическое изображение средних ФП (по медианным значениям) в группах CME1, CME2, CH.

Для всех временны́х параметров во всех группах событий рассчитывались статистика Колмогорова–Смирнова и уровень значимости p для оценки согласия распределений с нормальным (логнормальным) законом. Полученные результаты показали, что распределения всех временны́х параметров не соответствуют нормальному закону, но распределения параметров TSW и TFD подчиняются логнормальному закону во всех группах событий, кроме группы СН. Логнормальное распределение – простейший тип распределения, описывающий мультипликативные случайные процессы, в которых изменение параметра под каким-либо внешним воздействием зависит от предыдущего значения этого параметра (нормальное распределение описывает аддитивные случайные процессы, в которых такая зависимость отсутствует). Логнормальному закону распределения подчиняется параметр TSW в группах CME1 (p = 0.055), CME2 (p = 0.160), CH (p = = 0.127), и MIX (p = 0.140). Распределение параметра TFD соответствует логнормальному закону в группах СМЕ1 (p = 0.118), CME2 (p = 0.188) и близко к этому закону в группе MIX (p = 0.047). Гистограммы этих параметров и кривые нормального и логнормального распределений для разных групп событий представлены на рис. 8. Для ФП, связанных с корональными выбросами массы из активных областей, и для рекуррентных событий время развития ФП существенно запаздывает относительно времени достижения максимальных значений параметров солнечного ветра (медианные значения в группе СМЕ1: 17 ч для TFD и 11 ч для TSW; в группе СН: 39 ч для TFD и 32 ч для TSW). Для ФП, вызванных волоконными выбросами из неактивных областей, и для смешанных событий разница между значениями параметров, характеризующих временнóе развитие ФП и межпланетных неоднородностей, статистически незначима (медианные значения в группе CME2: 18.5 ч для TFD и 21 ч для TSW; в группе MIX: 27.5 ч для TFD и 28 ч для TSW). Для ФП из групп СМЕ1 и СМЕ2 разница между значениями параметров, характеризующих временнóе развитие ФП, статистически незначима (медианные значения в группе СМЕ1 – 17 ч для TFD, в группе CME2 – 18.5 ч для TFD). ФП из группы MIX имеют значения TFD (27.5 ч) между значениями этого параметра в группах СМЕ1 и СН (т.к. они происходят под действием и корональных выбросов, и высокоскоростных потоков из корональных дыр), а по параметру TSW (28 ч) они ближе к ФП из группы CH, так как высокоскоростные потоки из корональных дыр оказывают более длительное влияние.

Рис. 8.

Гистограммы параметров TFD и TSW для разных групп событий.

Между всеми исследуемыми параметрами были рассчитаны парные коэффициенты корреляции для полной выборки и для групп событий, связанных с разными типами солнечных источников. В группе FULL результаты показали умеренную корреляцию для параметров Tmin– TVmax (r = 0.45), Tmin– TDstmin (0.34), Tmin – TDmin (0.31), TDstmin – TVmax (0.31) и слабую или статистически незначимую корреляцию для остальных пар параметров (оценка тесноты статистической связи дается по шкале Чеддока [Chaddock, 1925]). При разбиении событий на группы, связанные с разными типами источников, корреляция между временны́ми параметрами немного возрастает. Парные коэффициенты корреляции, рассчитанные для групп событий, показывают умеренную корреляцию между параметрами: Tmin– TDmin (0.38) для ФП, связанных с корональными выбросами массы; Tmin – TBmax (0.38) в группе СМЕ2; Tmin – TVmax (0.39), Tmin – AF (0.46), AF – TVmax (0.33), TVmax – TBmax (0.38) в группе СН. Отмечается также умеренная корреляция между временем минимального значения Dst-индекса и параметрами: Tmin (0.49) в группе СМЕ1, TBmax (0.41) в группе СМЕ2, TVmax (0.36) в группе CH. Корреляция между остальными временны́ми параметрами, а также между временны́ми параметрами и амплитудными характеристиками вариаций КЛ и параметров солнечного ветра, слабая или статистически незначимая. Таким образом, сила корреляционной связи между продолжительностью фазы спада и временем максимального почасового уменьшения плотности КЛ значимо больше для событий, связанных с корональными выбросами массы, чем для вызванных высокоскоростными потоками из корональных дыр. Зависимость между длительностью фазы спада и амплитудой ФП, наоборот, выражена сильнее для рекуррентных событий, чем для спорадических. Что касается статистической связи между параметрами ФП и временны́ми характеристиками межпланетных возмущений, то для рекуррентных ФП длительность фазы спада и амплитуда ФП зависят от времени максимальной скорости солнечного ветра, а для спорадических событий, связанных с волоконными выбросами вне активных областей, длительность фазы спада зависит от времени достижения максимального ММП. Корреляционная связь между временны́ми характеристиками межпланетных возмущений (TBmax и TVmax) значимо проявляется только в группе событий, связанных с корональными дырами.

Это не должно удивлять, если вспомнить одно из наиболее существенных различий между межпланетными возмущениями от солнечных источников различных типов. В ICME усиленное магнитное поле существует внутри с момента рождения, а в высокоскоростном потоке из корональной дыры такого поля нет, и усиление поля создается в межпланетном пространстве при взаимодействии разноскоростного солнечного ветра. При этом скорость солнечного ветра в HSS исключительно важна, чем она выше, тем больше возрастает индукция ММП в области взаимодействия, где непременно располагается максимум поля. Поэтому в возмущениях этого типа TBmax и TVmax связаны: TBmax < TVmax. В ICME такая связь возникает значительно реже.

4. ВЫВОДЫ

На большом экспериментальном материале (1055 событий с 1997 по 2017 гг.) исследовалось развитие во времени Форбуш-понижений, связанных с разными типами солнечных источников: группа СМЕ1 – ФП, связанные с корональными выбросами массы из активных областей и сопровождающиеся солнечными вспышками; группа СМЕ2 – ФП, связанные с волоконными выбросами из регионов за пределами активных областей; группа CH – ФП, вызванные высокоскоростными потоками из корональных дыр; группа MIX – смешанные события, связанные с двумя или более источниками возмущений разных типов.

Исследовалось поведение семи временны́х параметров, содержащихся в базе данных FEID (длительность фазы спада; время от начала ФП до момента регистрации максимальных значений: почасового уменьшения плотности КЛ, анизотропии КЛ, индукции ММП, скорости солнечного ветра, а также минимальных значений температурного индекса и Dst-индекса) и двух дополнительных параметров, показывающих изменение во времени характеристик КЛ (TFD) и межпланетных возмущений (TSW).

Анализ распределений временны́х параметров показал, что для ФП, связанных с разными типами солнечных источников, наблюдаются заметные различия в развитии событий. Понижение интенсивности КЛ в группе CME1 происходит быстрее, и минимум (более глубокий) достигается немного раньше, чем в группе СМЕ2, и значительно раньше, чем в группе СH. Интервал времени от начала ФП до максимального почасового уменьшения плотности КЛ, в среднем, для группы СМЕ1 в два раза меньше, чем для группы СМЕ2, и в три раза меньше, чем для группы СН. Максимальное ММП и минимальный Dst-индекс для всех групп событий наблюдаются, в основном, в фазе спада КЛ. Максимальная скорость солнечного ветра наблюдается, чаще всего, в фазе спада для групп СМЕ1 и СМЕ2 и в фазе восстановления для группы СН. Максимальные значения ММП и скорости солнечного ветра совпадают по времени в группе СМЕ1, а в группе СМЕ2 максимум скорости опережает максимум поля. В группе СН среднее время достижения максимального значения ММП почти в четыре раза меньше, чем для скорости солнечного ветра. Регистрация максимальной анизотропии КЛ характеризуется большим разбросом во времени, и хотя средние значения приходятся на фазу спада, для большого количества событий, особенно в группе СН, максимальная анизотропия наблюдается уже на фазе восстановления. Для событий, связанных с корональными выбросами массы из активных областей, и для событий, связанных с высокоскоростными потоками из корональных дыр, наблюдается более длительное развитие ФП, в то время как для событий, связанных с волоконными выбросами вне активных областей, и для смешанных событий разница между средними значениями параметров TFD и TSW статистически незначима.

Корреляция между парами временны́х параметров, а также между временны́ми параметрами и амплитудными характеристиками вариаций КЛ и межпланетных возмущений, чаще всего, слабая или статистически незначимая, для некоторых параметров – умеренная. Сила корреляционной связи между продолжительностью фазы спада и временем максимального почасового уменьшения плотности КЛ значимо больше для событий, связанных с корональными выбросами массы, чем для вызванных высокоскоростными потоками из корональных дыр. Зависимость между длительностью фазы спада и амплитудой ФП, наоборот, выражена сильнее для рекуррентных событий, чем для спорадических. Что касается статистической связи между параметрами ФП и временны́ми характеристиками межпланетных возмущений, то для рекуррентных ФП длительность фазы спада и амплитуда ФП зависят от времени регистрации максимальной скорости солнечного ветра, а для спорадических событий, связанных с волоконными выбросами вне активных областей, длительность фазы спада зависит от времени достижения максимального значения ММП. Корреляционная связь между временны́ми характеристиками межпланетных возмущений (TBmax и TVmax) значимо проявляется только в группе событий, связанных с корональными дырами.

В целом, по совокупности всех результатов, более всего выделяется группа ФП, вызванных высокоскоростными потоками из корональных дыр. По-видимому, это связано с тем, что в этой группе межпланетные возмущения более длительные, а понижение интенсивности КЛ создается в области взаимодействия, т.е. в ведущей части возмущения, тогда как в остальных группах ФП генерируется, в основном, в ICME, т.е. в более глубоких частях возмущения солнечного ветра.

Список литературы

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

  2. – Абунина М.А., Абунин А.А., Белов А.В., Ерошенко Е.А., Асипенка А.C., Оленева В.А., Янке В.Г. Связь параметров Форбуш-эффектов с гелиодолготой солнечных источников // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 53. № 1. С. 13–21. 2013.

  3. – Белов А.В., Ерошенко Е.А., Абунина М.А., Абунин А.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Поведение плотности потока космических лучей в начале Форбуш-эффектов // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 56. № 6. С. 683–689. 2016.

  4. – Белов А.В., Ерошенко Е.А., Янке Г.В, 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

  5. – Иванов К.Г. Солнечные источники потоков межпланетной плазмы на орбите Земли // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 36. № 2. С.19–27. 1996.

  6. – Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Абунин А.А., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Основные свойства Форбуш-эффектов, связанных с высокоскоростными потоками из корональных дыр // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 58. № 2. С. 163–176. 2018. https://doi.org/10.7868/S0016794018020025

  7. – 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. № 4. С. 547–556. 2020. https://doi.org/10.31857/S0016794020040100

  8. – Черток И.М., Абунин А.А., Белов А.В., Гречнев В.В. Зависимость характеристик Форбуш понижений от параметров солнечных эрупций // Изв. РАН. Сер. физ. Т. 77. № 5. С. 615–617. 2013.

  9. – Belov A.V. Large-scale modulation: View from the Earth // Space Sci. Revs. V. 93. P. 71–96. 2000.

  10. – Belov A.V., Eroshenko E.A., Oleneva V.A., Struminsky A.B., Yanke V.G. What determines the magnitude of Forbush decreases? // Adv. Space Res. V. 27. № 3. P. 625–630. 2001.

  11. – Belov A.V. Forbush effects and their connection with solar, interplanetary and geomagnetic phenomena // Proc. IAU Symposium. № 257. P. 119–130. 2009.

  12. – Burlaga L., Berdichevsky D., Gopalswamy N., Lepping R., Zurbuchen T. Merged interaction regions at 1 AU // J. Geophys. Res. V. 108. I. A12. CiteID 1425. 2003. https://doi.org/10.1029/2003JA010088

  13. – Cane H.V., Richardson I.G., von Rosenvinge T.T., Wibberenz G. Cosmic ray decreases and shock structure: A multispacecraft study // J. Geophys. Res. V. 99. № A11. P. 21 429–21 441. 1994.

  14. – Cane H.V. Coronal mass ejections and Forbush decreases // Space Sci. Rev. V. 93. № 1/2. P. 55–77. 2000.

  15. – Chaddock R.E. Principles and methods of statistics (1st ed.). Boston: Houghton Mifflin Company. 471 p. 1925.

  16. – Chertok I.M., Grechnev V.V., Belov A.V., Abunin A.A. Magnetic flux of EUV arcade and dimming regions as a relevant parameter for early diagnostics of solar eruptions – sources of non-recurrent geomagnetic storms and Forbush decreases // Solar Phys. V. 282. P. 175–199. 2013. https://doi.org/10.1007/s11207-012-0127-1

  17. – Corder G.W., Foreman D.I. Nonparametric statistics for non-statisticians. New Jersey: John Willey & Sons, 264 p. 2009.

  18. – Cranmer S.R. Coronal holes // Living Rev. Solar Phys. V. 6. № 1. ID. 3. 2009.

  19. – Forbush S.E. On the effects in the cosmic-ray intensity observed during magnetic storms // Phys. Rev. V. 51. P. 1108–1109. 1937.

  20. – Dumbovi’c M., Vršnak B., ˇCalogovi’c J., Župan R. Cosmic ray modulation by different types of solar wind disturbances // Astron. Astrophys. V. 538. A28. 2012. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201117710

  21. – Gopalswamy N. Properties of the Interplanetary Mass Ejections // Space Sci. Rev. V. 124. № 1–4. P. 145–168. 2006. https://doi.org/10.1007/s11214-006-9102-1

  22. – Gopalswamy N., Mäkelä P., Xie H., Akiyama S., Yashiro S. CME interactions with coronal holes and their interplanetary consequences // J. Geophys. Res. V. 114. № A3. CiteID A00A22. 2009. https://doi.org/10.1029/2008JA013686

  23. – Hundhausen A.J. An interplanetary view of coronal holes / Coronal holes and high speed wind streams. Ed. Zirker J.B. Colorado Associated University Press, Boulder. P. 225–329. 1977.

  24. – Iucci N., Parisi M., Storini M. et al. Forbush decreases: origin and development in the interplanetary space // Nuovo Cimento C. V. 2C. P. 1–52. 1979a. https://doi.org/10.1007/BF02507712

  25. – Iucci N., Parisi M., Storini M., Villoresi G. High speed solar wind streams and galactic cosmic ray modulation // Nuovo Cimento C. V. 2C. P. 421–438. 1979b. https://doi.org/10.1007/BF02558283

  26. – King J.H., Papitashvili N.E. Solar wind spatial scales in and comparisons of hourly Wind and ACE plasma and magnetic field data // J. Geophys. Res. V. 110. № A2. 2005. https://doi.org/10.1029/2004JA010649

  27. – Lockwood J.A. Forbush decreases in the cosmic radiation // Space Sci. Revs. V. 12. № 5. P. 658–715. 1971. https://doi.org/10.1007/ BF00173346

  28. – Lockwood J.A., Webber W.R., Jokipii J.R. Characteristic recovery times of Forbush-type decreases in the cosmic radiation. I – Observations at Earth at different energies // J. Geophys. Res. V. 91. P. 2851–2857. 1986.

  29. – Lugaz N., Temmer M., Wang Y. et al. The interaction of successive coronal mass ejections: A review // Solar Phys. V. 292. № 4. Article ID 64. 2017. https://doi.org/10.1007/s11207-017-1091-6

  30. – Melkumyan A.A., Belov A.V., Abunina M.A., Abunin A.A., Eroshenko E.A., Yanke V.G., Oleneva V.A. Comparison between statistical properties of Forbush decreases caused by solar wind disturbances from coronal mass ejections and coronal holes // Adv. Space Res. 2019. V. 63. № 2. P. 1100–1109. 2019. https://doi.org/10.1134/S0016793220040106

  31. – 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 // MNRAS. V. 500. № 3. P. 2786–2797. 2021. https://doi.org/10.1093/mnras/staa3366

  32. – Mohamed A. A., Gopalswamy N., Yashiro S., Akiyama S., Mäkelä P., Xie H., Jung H. The relation between coronal holes and coronal mass ejections during the rise, maximum, and declining phases of Solar Cycle 23 // J. Geophys. Res. V. 117. № A1. CiteID A01103. 2012. https://doi.org/10.1029/2011JA016589

  33. – Owens M.J., Cargill P.J., Pagel C., Siscoe G.L., Crooker N.U. Characteristic magnetic field and speed properties of interplanetary coronal mass ejections and their sheath regions // J. Geophys. Res. V. 110. № A1. CiteID A01105. 2005.

  34. – Papailiou M., Abunina M., Belov A, Eroshenko E., Yanke V., Mavromichalaki H. Large solar decreases and their solar sources: Features and characteristics // Solar Phys. V. 295. № 12. Article id 144. 2020. https://doi.org/10.1007/s11207-020-01735-8

  35. – Parker E.N. Interplanetary dynamical processes. N.Y.: Interscience Publishers, 272 p. 1963.

  36. – Richardson I.G. Energetic particles and corotating interaction regions in the solar wind // Space Sci. Rev. V. 111. № 3. P. 267–376. 2004. https://doi.org/10.1023/B:SPAC.0000032689.62830.3e

  37. – Richardson I., Cane H. Near-Earth interplanetary coronal mass ejections during solar cycle 23 (1996–2009): Catalog and summary of properties // Solar Phys. V. 264. № 1. P. 189–237. 2010. https://doi.org/10.1007/s11207-010-9568-6

  38. – Tlatov A., Vasil’eva V., Tavastsherna K. Coronal holes in solar cycles 21 to 23 // Solar Phys. V. 289. № 4. P. 1349–1358. 2014. https://doi.org/10.1007/s11207-013-0387-4

  39. – Wimmer-Schweingruber R.F., von Steiger R., Paerli R. Solar wind stream interfaces in corotating interaction regions: SWICS/Ulysses results // J. Geophys. Res. V. 102. № A8. P. 17 407–17 417. 1997.

  40. – Zhang J., Woch J., Solanki S.K. et al. Interplanetary and solar surface properties of coronal holes observed during solar maximum // J. Geophys. Res. V. 108. № A4. 2003. https://doi.org/10.1029/2002JA009538

  41. – Zurbuchen T.H., Richardson I.G. In-situ silar wind and magnetic field signatures of interplanetary Coronal Mass Ejections // Space Sci. Rev. V. 123. № 1–3. P. 31–43. 2006.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал