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

Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 3, стр. 283-301

Сходство и различие форбуш-понижений, связанных с потоками из корональных дыр, волоконными выбросами и выбросами из активных областей

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. Москва, г. Троицк, Россия

* E-mail: amelkum@izmiran.ru
** E-mail: abelov@izmiran.ru
*** E-mail: abunina@izmiran.ru

Поступила в редакцию 15.12.2021
После доработки 11.01.2022
Принята к публикации 27.01.2022

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 2020 гг. С использованием статистических методов сравнивались Форбуш-понижения, связанные с: корональными выбросами массы из активных областей, сопровождающимися солнечными вспышками; волоконными выбросами за пределами активных областей; высокоскоростными потоками из корональных дыр; несколькими источниками. Исследовалось также различие между Форбуш-понижениями, вызванными корональными выбросами массы, когда в межпланетных возмущениях у Земли наблюдались или не наблюдались магнитные облака. Было показано, что для спорадических Форбуш-понижений распределения большинства параметров асимметричны, для рекуррентных – почти симметричные; самые сильные корреляции между параметрами Форбуш-понижений и межпланетных возмущений наблюдаются в группе корональных выбросов из активных областей, сопровождающихся солнечными вспышками и имеющих структуру магнитного облака.

1. ВВЕДЕНИЕ

Форбуш-эффектом, или Форбуш-понижением (ФП), называют изменение плотности и анизотропии космических лучей (КЛ) в крупномасштабных возмущениях солнечного ветра [Forbush, 1937; Lockwood, 1971; Iucci et al., 1979a; Cane, 2000; Belov et al., 2001; Belov, 2009]. Во время ФП интенсивность галактических КЛ относительно быстро убывает, а за понижением, как правило, следует более медленное восстановление. В зависимости от типа возмущений межпланетной среды ФП делятся на две группы: спорадические – вызванные межпланетными возмущениями, связанными с корональными выбросами массы (Coronal Mass Ejections – CMEs) [Cane, 2000; Gopalswamy, 2010a; Richardson and Cane, 2011], и рекуррентные – вызванные высокоскоростными потоками плазмы из корональных дыр (Coronal Holes – CHs) [Iucci et al., 1979b; Richardson, 2004; Singh and Badruddin, 2007b]. Исследования ФП разного типа показывают их широкую изменчивость по амплитуде, длительности, анизотропии КЛ, максимальному часовому понижению плотности КЛ и другим параметрам. Можно с уверенностью утверждать, что все ФП большой величины (>4%) и бóльшая часть ФП средней величины (2–3%) связаны с СМЕs; высокоскоростные потоки из корональных дыр могут быть главной причиной многих ФП, но эти эффекты не бывают большими (не превышают 3%) [Belov, 2009]. Влияние разного типа возмущений солнечного ветра на модуляцию галактических КЛ исследовалось во многих работах [например, Абунин и др., 2012; Dumbovi´c et al., 2012, 2016; Chertok et al., 2013; Kumar and Baddruddin, 2014a, b; Мелкумян и др., 2018; Melkumyan et al., 2019; Шлык и др., 2021]. В ряде работ это влияние исследуется по результатам наблюдений за достаточно длительный интервал времени, что позволяет использовать статистические методы для выявления особенностей рекуррентных и спорадических ФП. Так, в работе [Мелкумян и др., 2018] с использованием уравнений множественной регрессии было показано, что ФП, вызванные ICMEs, значительно сильнее зависят от скорости солнечного ветра и индукции межпланетного магнитного поля (ММП), чем ФП, вызванные высокоскоростными потоками из корональных дыр. В работе [Melkumyan et al., 2019] показано отличие распределений параметров ФП и вызывающих их межпланетных возмущений, а также силы корреляционной связи между параметрами, для рекуррентных и спорадических ФП.

В настоящем исследовании сравниваются ФП, связанные с воздействием на Землю высокоскоростных потоков из корональных дыр – группа событий СН, с двумя различными типами CMEs – группы событий СМЕ1 (выбросы из активных областей на Солнце, сопровождающиеся вспышками) и СМЕ2 (волоконные выбросы из регионов за пределами активных областей), а также смешанные события – группа MIX (ФП, вызванные двумя и более солнечными источниками). Различное влияние на гелиосферу корональных выбросов типа СМЕ1 и СМЕ2 описано, например, в работе [Gopalswamy et al., 2010b].

Так как ФП возникают при расширении частично закрытых магнитных структур в солнечном ветре [Lockwood, 1971; Cane, 1993; Belov, 2009], а магнитное облако (Magnetic Cloud – MC) [Burlaga et al., 1981, 2002] – очевидный пример такой структуры, то естественно, что ФП имеют тесную связь с MC. По данным Belov et al. [2015] большинство магнитных облаков модулируют КЛ, уменьшая их плотность, причем внутри MC наблюдается наиболее глубокое падение плотности. По данным Richardson and Cane [2010] именно в магнитных облаках чаще всего бывает большая Bz-компонента ММП, поэтому при прохождении MC возникают магнитные бури и геомагнитные индексы имеют наибольшие значения. Для магнитных облаков характерны также повышенная индукция ММП и аномально низкая протонная температура [Kim et al., 2013]. Воздействие MC на галактические КЛ рассматривалось во многих работах [например, Badruddin et al., 1986; Zhang and Burlaga, 1988; Lockwood et al., 1991; Singh and Badruddin, 2007a; Абунина и др., 2021]. Как было показано Zhang et al. [2013], все ICMEs содержат структуру, определяющую MC, но не во всех событиях такая структура может быть зарегистрирована: если Земля пересекает выброс в его периферийной части, магнитное облако, как правило, не наблюдается [Yashiro et al., 2013]. В настоящей работе для событий, связанных с двумя типами СМЕs, исследована разница в статистических свойствах параметров ФП и вызывающих их межпланетных возмущений в случаях, когда магнитное облако приходит к Земле – группы событий СМЕ1 + МС, СМЕ2 + МС, и когда оно до Земли не доходит – группы СМЕ1–МС, СМЕ2–МС.

Таким образом, цель настоящей работы:

1) за длительный период (с января 1997 по декабрь 2020 гг.), используя базу данных FEID, сравнить статистические свойства параметров Форбуш-понижений для событий, связанных с разными типами солнечных источников: потоками из корональных дыр; корональными выбросами массы из активных областей, сопровождающимися солнечными вспышками; волоконными выбросами из регионов за пределами активных областей; несколькими источниками;

2) для Форбуш-понижений, связанных с выбросами из активных областей и волоконными выбросами, исследовать статистические свойства параметров в случаях наличия или отсутствия магнитного облака в теле выброса около Земли.

2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ

В 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, ftp://ftp. swpc. noaa.gov/pub/indices/events/).

Для сравнения ФП, связанных с разными типами солнечных и межпланетных источников, использовались события из базы данных FEID с января 1997 г. по декабрь 2020 г., для которых сделана уверенная привязка к источнику (всего 1509 событий). Для привязки каждого события к солнечному источнику проводился комплексный анализ вариаций КЛ, межпланетных и солнечных данных. Процедура идентификации ФП с солнечными источниками подробно описана в работах [Мелкумян и др., 2018, 2022]. Списки магнитных облаков, используемые при сравнении спорадических ФП в случаях, когда MC приходит к Земле, и когда оно до Земли не доходит, взяты из статей [Lynch et al., 2003, 2005; Huttunen et al., 2005; Marubashi and Lepping, 2007; Ермолаев и др., 2009; Gopalswamy et al., 2010c; Richardson and Cane, 2010; Kim et al., 2013] и онлайн 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, http://www.iki.rssi.ru/omni/catalog/).

В качестве параметров ФП использовались: амплитуда (величина) ФП (AF); максимальное в течение события часовое уменьшение плотности КЛ (Dmin); максимальное значение экваториальной анизотропии КЛ (Axymax); размах азимутальной анизотропии КЛ (Azrange). В качестве параметров межпланетных возмущений, вызывающих ФП, использовались: максимальное в течение события значение индукции ММП (Bmax); максимальное значение скорости солнечного ветра (Vmax); минимальное значение температурного индекса (KTmin) [http://spaceweather.izmiran.ru/dbs/kt/tempindex.txt]. Температурный индекс KT = Tobs/Texp равен отношению наблюдаемой протонной температуры Tobs к ожидаемой температуре Texp, вычисленной с помощью степенных моделей lg Texp = a + b lg V, где V – почасовые значения скорости солнечного ветра. Коэффициенты a и b рассчитаны методом линейной регрессии по значениям температуры и скорости невозмущенного солнечного ветра [Мелкумян и др., 2020]. В качестве характеристик геомагнитной активности использовались: минимальное в течение события значение Dst-индекса (Dstmin) и максимальное значение Ap-индекса (Apmax). За начало ФП принимался момент прихода ударной волны, в качестве индикатора которой использовалось внезапное начало геомагнитной бури (Sudden Storm Commencement – SSC) (http://isgi.unistra.fr/data_download.php). При отсутствии этого признака началом ФП считались резкие изменения основных параметров межпланетной среды (скорости солнечного ветра и/или индукции ММП) и/или космических лучей.

Статистический подход к анализу данных предполагает, что свойства большого количества изучаемых объектов представляют доминирующие признаки индивидуального события. Для сравнения статистических свойств параметров ФП и связанных с ними межпланетных возмущений в группах событий, вызванных разными типами солнечных и межпланетных источников, строились диаграммы размаха и графики дополнительной кумулятивной функции распределения (Complementary Cumulative Distribution Function – CCDF); вычислялись средние значения, квартили распределений и парные коэффициенты корреляции между параметрами. Для сравнения коэффициентов корреляции вычислялись z-статистика и уровень значимости p; разница между двумя коэффициентами считалась статистически значимой при p < 0.05. Оценка силы корреляционной связи давалась по шкале Чеддока [Chaddock, 1925]: r < 0.3 – слабая, 0.3 ≤ r < 0.5 – умеренная, 0.5 ≤ r < 0.7 – значительная, r ≥ 0.7 – сильная. 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].

3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

3.1. ФП, связанные с корональными выбросами из активных областей (группа CME1), волоконными выбросами вне активных областей (группа CME2), потоками из корональных дыр (группа СН) и несколькими источниками (группа MIX)

Как было указано во Введении, мы рассматривали четыре группы событий: СН, СМЕ1, СМЕ2, MIX. На рисунках 1–4 приведено поведение основных параметров солнечного ветра, ММП, КЛ и геомагнитной активности для событий из каждой группы: 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 (KT); 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.

Рис. 1.

Пример ФП, вызванного межпланетным возмущением, связанным с корональным выбросом из активной области (группа CME1) 27 августа 2001 г.

Рис. 2.

Пример ФП, вызванного межпланетным возмущением, связанным с корональным выбросом вне активной области (группа CME2) 30 мая 2014 г.

Рис. 3.

Пример ФП, вызванного межпланетным возмущением, связанным с высокоскоростным потоком из корональной дыры (группа СН) 6 февраля 2020 г.

Рис. 4.

Пример ФП, вызванного межпланетным возмущением, связанным с влиянием нескольких солнечных источников (группа MIX) 21 апреля 2020 г.

На рисунке 1 приведен пример ФП из группы СМЕ1 27 августа 2001 г. Началом этого ФП считается регистрация ударной волны в 19:52 UT. Источником этого события был корональный выброс массы типа гало от 25 августа в 16:50 UT (со скоростью 1433 км/с), связанный с большой вспышкой X5.3 (E17S34) в 16:23 UT 25 августа. Во время этого межпланетного возмущения были зарегистрированы следующие значения основных параметров: Vmax = 576 км/с, Bmax = = 19.5 нТл, AF = 6.2%, Dmin = –0.71%, Axymax = = 4.29%, Azrange = 1.55%, KTmin = 0.35, Dstmin = = –23 нТл, Apmax = 39.

На рисунке 2 приведен пример ФП из группы СМЕ2 30 мая 2014 г., вызванного эрупцией волокна на юго-западе солнечного диска утром 26 мая. Во время этого межпланетного возмущения были зарегистрированы следующие значения основных параметров: Vmax = 358 км/с, Bmax = 11.4 нТл, AF = 2%, Dmin = –0.35%, Axymax = 1.11%, Azrange = = 1.39%, KTmin = 0.29, Dstmin = –28 нТл, Apmax = 32.

На рисунке 3 приведен пример ФП из группы СН 6 февраля 2020 г., связанного с высокоскоростным потоком из корональной дыры, проходившей центральный меридиан солнечного диска 2–3 февраля. Во время этого межпланетного возмущения были зарегистрированы следующие значения основных параметров: Vmax = 639 км/с, Bmax = 9.5 нТл, AF = 0.9%, Dmin = –0.26%, Axymax = 0.8%, Azrange = 0.67%, KTmin = 0.64, Dstmin = –21 нТл, Apmax = 27.

На рисунке 4 приведен пример ФП 21 апреля 2020 г., вошедший в группу MIX. Примерно за сутки перед рассматриваемым событием было зарегистрировано межпланетное возмущение, связанное с волоконным выбросом (15 апреля, на северо-востоке диска), которое не успело полностью проявиться из-за начала воздействия потока из трансэкваториальной корональной дыры (проходила центральный меридиан 18 апреля). Отметим, что внутри потока из корональной дыры явно видны признаки CME (периоды низких значений температурного индекса во второй половине 23 апреля). В этом межпланетном возмущении были зарегистрированы следующие значения основных параметров: Vmax = 490 км/с, Bmax = 11 нТл, AF = 0.6%, Dmin = –0.13%, Axymax = = 1.06%, Azrange = 0.84%, KTmin = 0.44, Dstmin = = –28 нТл, Apmax = 18.

Далее мы рассмотрели статистические распределения параметров для указанных групп событий. На рисунке 5 представлены графики дополнительной кумулятивной функции распределения (CCDF) амплитуды ФП (AF) для четырех групп событий: группа СМЕ1 (299 событий), СМЕ2 (209 событий), СН (309 событий), MIX (692 события). Из рисунка видно, что распределения величины ФП в разных группах событий значимо отличаются друг от друга, причем наибольшие значения наблюдаются в группе СМЕ1 и затем, в порядке убывания, следуют группы СМЕ2, MIX, СН. Это вполне объяснимо, поскольку самые большие величины скорости солнечного ветра и ММП наблюдаются в событиях группы СМЕ1. Применение критерия Колмогорова–Смирнова показало, что распределения исследуемых параметров не подчиняются нормальному закону, но соответствуют логнормальному закону в отдельных группах событий (Bmax – во всех четырех группах; Vmax – во всех группах, кроме СН; Axymax, Dstmin – во всех группах, кроме MIX; AF, Azrange – в группах, связанных c CMEs; KTmin – в группе СН; Apmax – в группе CME1). Логнормальное распределение – простейший тип распределений, описывающих мультипликативные 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). Логнормальное распределение некоторых параметров ФП и вызывающих их межпланетных возмущений для рекуррентных и спорадических событий было отмечено в работах [Мелкумян и др., 2018; Melkumyan et al., 2019]. В таблице 1 представлены среднее и максимальное значения и квартили распределений параметров, а на рис. 6 – диаграммы размаха для четырех групп событий. На рисунке 6 не показаны экстремальные значения параметров: AF = 28.0%; Axymax = 5.76, 6.23, 10.42%; Bmax = 54.8, 55.8, 62.0 нТл; Vmax = 1800, 1876 км/c; Apmax = 400 в группе СМЕ1 и KTmin = 4.06 в группе СН. Из табл. 1 и рис. 6 видно, что в группе СМЕ2, и особенно в группе СМЕ1, распределения всех параметров характеризуются существенной асимметрией и имеют длинные “хвосты” в области больших значений. Это связано с тем, что события внутри каждой из этих групп существенно различаются между собой: у них различные положения солнечных источников, соответствующие возмущения солнечного ветра по-разному взаимодействуют с межпланетной средой и имеют разные характеристики (скорость, ММП и др.). В группе СН распределения параметров AF, Dmin, Azrange, Vmax, Apmax почти симметричные, но отличаются от нормального закона за счет большого эксцесса (плосковершинные распределения). В отличие от ICME, межпланетные возмущения, обусловленные потоками из корональных дыр, меньше отличаются друг от друга: они имеют меньший разброс скорости солнечного ветра и индукции ММП и не вызывают больших ФП. Излом в области больших значений амплитуды ФП связан с маленькой статистикой в этой области и с отсутствием ФП величиной от 4.3% до 6.2% в группе СМЕ2.

Рис. 5.

Дополнительная кумулятивная функция распределения (CCDF) амплитуды ФП (AF) для групп событий CME1, CME2, MIX, СН.

Таблица 1.  

Среднее и максимальное значения и квартили распределений параметров ФП и межпланетных возмущений для событий, связанных с разными типами солнечных источников

Параметр Группа Среднее Медиана 25–75% Максимум
AF CME1 2.94 ± 0.18 1.8 1.0–3.7 28.0
CME2 1.49 ± 0.10 1.0 0.7–1.8 9.8
CH 0.84 ± 0.02 0.8 0.6–1.1 2.2
MIX 1.05 ± 0.02 0.9 0.6–1.3 5.3
Dmin CME1 0.61 ± 0.04 0.38 0.25–0.69 5.93
CME2 0.36 ± 0.02 0.27 0.20–0.42 2.54
CH 0.22 ± 0.00 0.21 0.17–0.25 0.74
MIX 0.25 ± 0.00 0.23 0.19–0.28 0.95
Axymax CME1 1.83 ± 0.06 1.58 1.17–2.23 10.42
CME2 1.43 ± 0.04 1.26 1.01–1.68 4.41
CH 0.95 ± 0.01 0.93 0.78–1.09 1.98
MIX 1.13 ± 0.02 1.06 0.87–1.28 3.45
Azrange CME1 1.48 ± 0.05 1.21 0.84–2.00 6.45
CME2 1.14 ± 0.04 1.00 0.69–1.46 4.04
CH 0.82 ± 0.01 0.81 0.68–0.93 1.53
MIX 0.95 ± 0.01 0.90 0.70–1.13 3.29
Bmax CME1 16.44 ± 0.55 13.7 9.8–19.5 62.0
CME2 12.87 ± 0.42 11.6 8.5–15.5 49.9
CH 10.65 ± 0.19 9.9 8.1–12.4 22.2
MIX 11.42 ± 0.14 10.9 8.8–13.3 22.5
Vmax CME1 561.2 ± 10.7 518 437–665 1876
CME2 458.5 ± 6.7 443 388–512 1024
CH 567.6 ± 6.0 568 488–655 821
MIX 550.8 ± 4.0 545 467–626 928
KTmin CME1 0.43 ± 0.02 0.33 0.16–0.58 2.41
CME2 0.43 ± 0.02 0.35 0.19–0.56 2.19
CH 0.62 ± 0.01 0.59 0.50–0.70 1.33
MIX 0.58 ± 0.01 0.56 0.43–0.70 1.36
–Dstmin CME1 67.8 ± 4.2 46 23–87 422
CME2 46.3 ± 2.9 34 15–65 235
CH 27.9 ± 1.0 26 15–38 126
MIX 35.8 ± 0.9 27 19–46 162
Apmax CME1 72.1 ± 4.4 39 22–94 400
CME2 42.6 ± 3.0 27 15–56 236
CH 30.4 ± 1.2 30 17–39 154
MIX 34.2 ± 0.9 27 18–48 154
Рис. 6.

Диаграммы размаха параметров AF, Axymax, Bmax, Vmax, KTmin, Apmax в группах событий CME1, CME2, MIX, CH. Примечание: не показаны значения AF = 28.0%, Axymax = 5.76, 6.23, 10.42%, Bmax = 54.8, 55.8, 62.0 нТл, Vmax = = 1800, 1876 км/c, Apmax = 400 в группе СМЕ1 и KTmin=4.06 в группе СН.

Для сравнения распределений параметров в разных группах событий использовались медианы (Median – Med) в качестве меры центральной тенденции и межквартильные интервалы (Interquartile Range – IR) в качестве меры разброса. Значения этих характеристик показывают, что амплитуда ФП в группе СМЕ1 (Med = 1.8%, IR = = 1.0–3.7%) существенно больше, чем в группах СМЕ2 (1.0%, 0.7–1.8%), MIX (0.9%, 0.6–1.3%) и СН (0.8%, 0.6–1.1%), причем группа СМЕ1 выделяется не только более высокими значениями, но и значительно бóльшим разбросом амплитуды. Похожая картина наблюдается при сравнении распределений параметра Axymax (Med = 1.58%, IR = 1.17–2.23% для СМЕ1), хотя здесь разница между группой CME2 (1.26%, 1.01–1.68%) и группами MIX (1.06%, 0.87–1.28%) и, особенно, CH (0.93%, 0.78–1.09%) существенно больше (межквартильные интервалы практически не пересекаются). Что касается параметров межпланетных возмущений, то из рис. 6 видно, что поведение индукции ММП для разных групп событий, в общем, схоже с поведением параметров ФП (что и понятно, так как основное влияние на модуляцию КЛ оказывает именно магнитное поле), однако, для параметра Bmax различия распределений в разных группах выражены слабее. Как будет показано ниже, разница между распределениями Bmax существенно возрастает, если для ФП, связанных с CMEs, учесть наличие или отсутствие магнитного облака у Земли. Распределения скорости солнечного ветра Vmax для групп СМЕ1 (Med = 518 км/c, IR = 437–665 км/c), MIX (545 км/c, 467–626 км/c), CH (568 км/c, 488–655 км/c) отличаются, в основном, величиной асимметрии (положительная для СМЕ1 и практически нулевая для MIX и CH), а для группы CME2 (Med = 443 км/c, IR = 338–512 км/c) – существенно более низкими значениями и меньшим разбросом. Более высокие значения скорости солнечного ветра для выбросов, связанных с солнечными вспышками, объясняют более резкое часовое падение плотности КЛ в группе СМЕ1, чем в группе СМЕ2 (табл. 1), и подтверждают ожидаемый профиль ФП в этих группах. Самые высокие значения скорости солнечного ветра наблюдаются в группах СМЕ1 (~1800 км/c) и СМЕ2 (~1000 км/c); минимальные значения в группе СН (347 км/с) больше, чем в группах СМЕ1 (300 км/c) и СМЕ2 (296 км/с). Такое соотношение нижних порогов скорости можно объяснить тем, что многие наблюдаемые ФП вызваны ICMEs с низкими скоростями, в то время как ФП от потоков из корональных дыр с низкой скоростью регистрируются достаточно редко, потому что требуют еще более низкой скорости фонового солнечного ветра. На рисунке 6 показаны также распределения минимального значения температурного индекса KTmin в разных группах событий. Для ФП, связанных с двумя типами CMEs, распределения параметра KTmin почти совпадают (Med = 0.33, IR = 0.16–0.58 для СМЕ1 и 0.35, 0.19–0.56 для СМЕ2), при этом верхние границы межквартильных интервалов близки к значению KT = 0.5, предложенному как верхний порог для выделения ICMEs в работе [Richardson and Cane, 1995] и подтвержденному в более поздних работах [например, Melkumyan et al., 2021]. Распределения параметра KTmin в группах MIX (Med = 0.56, IR = 0.43–0.70) и CH (0.59, 0.50–0.70) также почти совпадают между собой, при этом нижняя граница интервала для группы СН строго, а для группы MIX приближенно, совпадает с пороговым значением KT = 0.5. Таким образом, температурный индекс является надежным критерием для разделения ФП, вызванных ICMEs и высокоскоростными потоками из корональных дыр, но не различает события, связанные с CMEs из активных областей и с волоконными выбросами. Значения параметра Apmax в группе СМЕ1 (Med = 39, IR = 22–94) существенно больше, чем в группах СМЕ2 (соответственно, 27 и 15–56), MIX (27, 18–48) и CH (30, 17–39), при этом группа СМЕ1 выделяется не только более высокими значениями, но и значительно бóльшим разбросом. В целом, поведение параметра Apmax для разных групп событий похоже на поведение параметра Bmax, но отличается большей положительной асимметрией для спорадических ФП.

В таблице 2 представлены коэффициенты корреляции r ≥ 0.3 между параметрами ФП и межпланетных возмущений для событий, связанных с волоконными и вспышечными выбросами, высокоскоростными потоками из корональных дыр и несколькими источниками. Проверка по z-статистике показала, что коэффициенты корреляции параметров ФП с индукцией ММП в группе СМЕ1 (r = 0.72 для AF, 0.71 для Dmin, 0.48 для Axymax, 0.54 для Azrange) отличаются статистически незначимо от группы СМЕ2 (соответственно, 0.69, 0.68, 0.54, 0.41). В то же время, корреляция параметров ФП со скоростью солнечного ветра сильнее в группе СМЕ1 (r = 0.71 для AF, 0.69 для Dmin, 0.63 для Axymax, 0.57 для Azrange), чем в группе СМЕ2 (соответственно, 0.48, 0.48, 0.38, 0.31). Корреляция параметров ФП и межпланетных возмущений в группе СН значительная (r = 0.62) для амплитуды ФП и индукции ММП и умеренная для параметров AF – Vmax (r = 0.48), Dmin – Bmax (0.43), Axymax – Bmax (0.34), Azrange – Bmax (0.30). Следует заметить, что максимальные значения поля наблюдаются в области взаимодействия, и достаточно тесная связь Bmax и AF говорит о том, что ФП, связанные с потоками из корональных дыр, формируются именно в ней. Коэффициенты корреляции между индукцией ММП и скоростью солнечного ветра для разных групп событий различаются статистически незначимо (r = 0.55 в группе СМЕ1, 0.51 в группе СМЕ2, 0.47 в группе СН). Можно было бы ожидать, что самая тесная корреляция скорости солнечного ветра и индукции ММП будет в группе CH, потому что в этой группе величина поля, в основном, определяется разницей скоростей спокойного и высокоскоростного солнечного ветра, а в событиях, обусловленных ICMEs, ситуация сложнее, потому что максимум поля может наблюдаться как в области взаимодействия, так и в теле ICME. Так как события, связанные с потоками из корональных дыр, имеют существенно меньший диапазон изменения скорости солнечного ветра и индукции ММП, чем события, связанные со вспышечными и волоконными выбросами (табл. 1), то интересно сравнить корреляцию параметров Bmax – Vmax в разных группах событий для интервала скоростей, характеризующего группу СН (347 км/c ≤ Vmax ≤ 821 км/c). Для этих скоростей коэффициент корреляции между индукцией ММП и скоростью солнечного ветра в группе СН (r = 0.47, 309 событий) значимо больше, чем в группе СМЕ2 (r = 0.34, 193 события); коэффициент корреляции в группе СМЕ1 (r = 0.50, 275 событий) не отличается от коэффициента в группе СН, но превосходит значение коэффициента в группе СМЕ2. По-видимому, в группе СМЕ2 максимальное поле редко создается при взаимодействии межпланетного возмущения со спокойным солнечным ветром, поскольку скорость такого выброса, как правило, низкая. А максимальное поле чаще всего наблюдается в теле выброса и слабо коррелирует со скоростью. В группе СМЕ1 максимальные поля значительно чаще наблюдаются в области взаимодействия, а в тех случаях, когда максимум поля наблюдается в теле выброса, следует помнить, что в самых мощных событиях, как правило, и скорости высокие, и поля сильные.

Таблица 2.  

Парные коэффициенты корреляции r ≥ 0.3 между параметрами ФП и межпланетных возмущений для ФП, связанных с разными типами солнечных и межпланетных источников (группы СМЕ1, СМЕ2, СН, MIX)

Группа N Параметры AF Dmin Axymax Azrange
CME1 299 Bmax 0.72 0.71 0.48 0.54
Vmax 0.71 0.69 0.63 0.57
CME2 209 Bmax 0.69 0.68 0.54 0.41
Vmax 0.48 0.48 0.38 0.31
CH 309 Bmax 0.62 0.43 0.34 0.30
Vmax 0.48 – – –
MIX 692 Bmax 0.40 0.37 – –
Vmax 0.34 – – –

3.2. ФП, вызванные ICMEs, в которых у Земли наблюдались (группы СМЕ1 + МС, СМЕ2 + МС) или не наблюдались (группы СМЕ1–МС, СМЕ2–МС) магнитные облака

Приведем примеры событий групп СМЕ1 + МС, СМЕ2 + МС. На рисунках 7–8 показано то же, что и на рис. 1–4, но чтобы нагляднее продемонстрировать особенности поведения ММП внутри магнитного облака [Burlaga et al., 1981], на верхней панели добавлены компоненты ММП (треугольник вверх – Bx, треугольник вниз – By, ромбы – Bz), заштрихованная область соответствует времени прохождения MC мимо Земли.

Рис. 7.

Пример ФП, вызванного межпланетным возмущением, связанным с корональным выбросом из активной области, содержащим структуру магнитного облака (группа CME1 + МС) 14 декабря 2006 г.

Рис. 8.

Пример ФП, вызванного межпланетным возмущением, связанным с корональным выбросом вне активной области с магнитным облаком (группа CME2 + МС) 12 июля 2013 г.

На рисунке 7 приведен пример ФП из группы СМЕ1 + МС 14 декабря 2006 г. ФП началось с регистрации ударной волны в 14:14 UT. Источником этого события был корональный выброс массы типа гало 13 декабря в 2:54 UT (со скоростью 1774 км/с), связанный с большой вспышкой X3.4 (E06N23) в 2:14 UT 13 декабря. Во время этого межпланетного возмущения были зарегистрированы следующие значения основных параметров: Vmax = 955 км/с, Bmax = 17.7 нТл, AF = 9.6%, Dmin = –1.79%, Axymax = 4.35%, Azrange = 1.52%, KTmin = 0.06, Dstmin = –146 нТл, Apmax = 236. Структура магнитного облака была зарегистрирована с 22:00 UT 14 декабря на протяжении 22 ч.

Форбуш-понижение 12 июля 2013 г. было вызвано межпланетным возмущением, связанным с корональным выбросом вне активной области с магнитным облаком и является примером группы CME2 + МС (рис. 8). Источником данного ФП была эрупция волокна в центральной зоне солнечного диска 9 июля, CME типа гало от которого было зарегистрировано на коронографе в 15:12 UT со скоростью распространения 449 км/с. Во время этого межпланетного возмущения были зарегистрированы следующие значения основных параметров: Vmax = 509 км/с, Bmax = 16.3 нТл, AF = 2.7%, Dmin = –0.66%, Axymax = 2.09%, Azrange = 0.89%, KTmin = 0.15, Dstmin = –65 нТл, Apmax = 32. Магнитное облако проходило мимо Земли с 05:00 UT 13 июля на протяжении 43 ч.

Отметим, что примеры событий групп СМЕ1–МС, СМЕ2–МС приведены на рис. 1 и 2 соответственно.

На рисунке 9 представлены графики дополнительной кумулятивной функции распределения (CCDF) амплитуды ФП (AF) для четырех групп событий: СМЕ1 + МС (86 событий), СМЕ1–МС (213 событий), СМЕ2 + МС (75 событий), СМЕ2–МС (134 события). Из рисунка видно, что распределения амплитуды ФП в группах СМЕ1 + МС (самые большие значения AF) и СМЕ2–МС (наименьшие значения AF) значимо отличаются друг от друга и от остальных групп событий. Это подтверждает результаты, полученные, например, Абуниной и др. [2021], что магнитные облака эффективнее модулируют КЛ. В то же время распределения амплитуды ФП в группах СМЕ1–МС и СМЕ2 + МС (промежуточные значения AF) практически совпадают. Вычисление выборочных значений и уровня значимости статистики Колмогорова – Смирнова показало, что логнормальное распределение имеют: параметры Axymax, Azrange, Vmax, Dstmin – во всех четырех группах событий; Bmax и KTmin – во всех группах, кроме СМЕ1–МС; AF – во всех группах, кроме СМЕ2–МС; Apmax – в группе CME1 + MC; Dmin – в группе CME2 + MC. В таблице 3 представлены среднее и максимальное значения и квартили распределений параметров, а на рис. 10 – диаграммы размаха в четырех группах событий. На рисунке 10 не показаны экстремальные значения: AF = 28.0%; Axymax = 10.42%; Bmax = 54.8, 55.8, 62.0 нТл; Vmax = 1800, 1876 км/c; Apmax = = 400 в группе СМЕ1 + МС и Axymax = 5.76, 6.23% в группе СМЕ1–МС. Из рисунка и таблицы видно, что для обоих типов CMEs распределения амплитуды ФП, индукции ММП и геомагнитных индексов отличаются более высоким уровнем и значительно бóльшим разбросом значений при наличии магнитного облака у Земли. Для амплитуды ФП в группах СМЕ1 + МС (Med = 4.75%, IR = 2.7–7.2%) и СМЕ1–МС (1.3%, 0.8–2.3%), а также в группах СМЕ2 + МС (1.8%, 1.2–2.8%) и СМЕ2–МС (0.8%, 0.6–1.2%), межквартильные интервалы не пересекаются, а медианы отличаются в несколько раз. Как и следовало ожидать, значения индукции ММП для обоих типов СМЕs существенно больше при наличии MC у Земли, чем при отсутствии. Кроме того, при наличии магнитных облаков индукция ММП для ФП, связанных с СМЕs из активных областей (Med = = 22.3 нТл, IR = 16.8–29.0 нТл), значимо выше, чем для ФП, связанных с волоконными выбросами вне активных областей (15.6 нТл, 12.7–20.7 нТл). При отсутствии магнитных облаков разница между этими распределениями незначительна (Med = = 11.5 нТл, IR = 9.2–15.8 нТл для СМЕ1–МС и 9.7 нТл, 7.6–12.9 нТл для СМЕ2–МС). Распределение скорости солнечного ветра Vmax в группе CME1 + МС (Med = 611 км/с, IR = 497–734 км/с) отличается от остальных групп событий, которые практически неразличимы между собой (Med = = 489 км/с, IR = 423–578 км/с в группе СМЕ1–МС; 454 км/с и 401–522 км/с в группе СМЕ2 + МС; 428 км/с и 375–503 км/c в группе СМЕ2–МС). Возможно, это отчасти связано с тем, что магнитные облака чаще регистрируются на Земле от центральных выбросов, для которых скорости выше, чем для периферийных. А также существенно, что медленные выбросы реже регистрируются в коронографах и поэтому отсутствуют в нашей статистике. Для температурного индекса KTmin распределения имеют существенно более низкий уровень и значительно меньший разброс при наличии магнитных облаков у Земли (Med = 0.14, IR = 0.09–0.23 в группе СМЕ1 + МС и 0.20, 0.13–0.31 в группе СМЕ2 + МС), чем при отсутствии (соответственно, 0.47, 0.26–0.69 в группе СМЕ1–МС и 0.48, 0.29–0.67 в группе СМЕ2–МС). Отметим, что низкие температуры являются одним из характерных признаков магнитных облаков [Burlaga et al., 1981]. Как видно из рис. 10, поведение параметра Apmax похоже на поведение параметра Bmax, с той разницей, что для геомагнитного индекса распределения в группах СМЕ1 + МС и СМЕ2 + МС отличаются слабее, а разброс значений и величина асимметрии при наличии магнитных облаков намного больше, что связано с разными конфигурациями магнитного поля внутри MC. Сравнивая рис. 6 и рис. 10, видим, что, в целом, при разделении спорадических событий двух типов на группы в зависимости от наличия или отсутствия магнитного облака у Земли, распределения параметров ФП и межпланетных, и геомагнитных возмущений отличаются сильнее.

Рис. 9.

Дополнительная кумулятивная функция распределения (CCDF) амплитуды ФП (AF) для групп событий СМЕ1–МС, СМЕ2–МС, СМЕ1 + МС, СМЕ2 + МС.

Таблица 3.  

Среднее и максимальное значения и квартили распределений параметров ФП и межпланетных возмущений для событий, связанных с разными типами межпланетных источников

Параметр Группа Среднее Медиана 25%–75% Максимум
AF CME1–MC 1.89 ± 0.12 1.3 0.8–2.3 13.2
CME2–MC 1.07 ± 0.08 0.8 0.6–1.2 6.9
CME1 + MC 5.46 ± 0.44 4.75 2.7–7.2 28
CME2 + MC 2.24 ± 0.20 1.8 1.2–2.8 9.8
Dmin CME1–MC 0.41 ± 0.02 0.31 0.21–0.46 2.70
CME2–MC 0.29 ± 0.02 0.23 0.18–0.32 1.18
CME1 + MC 1.11 ± 0.10 0.82 0.46–1.43 5.93
CME2 + MC 0.48 ± 0.04 0.40 0.27–1.55 2.54
Axymax CME1–MC 1.61 ± 0.05 1.46 1.05–1.94 6.23
CME2–MC 1.29 ± 0.05 1.16 0.92–1.52 4.41
CME1 + MC 2.37 ± 0.14 2.09 1.53–2.94 10.42
CME2 + MC 1.67 ± 0.07 1.53 1.21–2.03 3.49
Azrange CME1–MC 1.24 ± 0.05 1.09 0.73–1.52 3.58
CME2–MC 1.07 ± 0.05 0.94 0.66–1.31 3.69
CME1 + MC 2.04 ± 0.12 1.84 1.18–2.73 6.45
CME2 + MC 1.28 ± 0.09 1.14 0.73–1.71 4.04
Bmax CME1–MC 13.26 ± 0.45 11.5 9.2–15.8 48.2
CME2–MC 10.77 ± 0.39 9.7 7.6–12.9 32.1
CME1 + MC 24.27 ± 1.18 22.3 16.8–29.0 62.0
CME2 + MC 16.77 ± 0.78 15.6 12.7–20.7 49.9
Vmax CME1–MC 520.4 ± 9.3 489 423–578 1059
CME2–MC 446.9 ± 7.8 428 375–503 793
CME1 + MC 660.8 ± 25.9 611 497–734 1876
CME2 + MC 479.1 ± 11.8 454 401–522 1024
KTmin CME1–MC 0.54 ± 0.03 0.47 0.26–0.69 4.06
CME2–MC 0.53 ± 0.03 0.48 0.29–0.67 2.19
CME1 + MC 0.18 ± 0.01 0.14 0.09–0.23 0.77
CME2 + MC 0.24 ± 0.02 0.20 0.13–0.31 0.67
–Dstmin CME1–MC 48.0 ± 3.5 34 18–63 387
CME2–MC 31.8 ± 2.4 25 12–46 155
CME1 + MC 116.1 ± 9.4 91.5 56–141 422
CME2 + MC 72.7 ± 5.7 65 31–139 235
Apmax CME1–MC 48.8 ± 3.7 27 15–56 300
CME2–MC 29.7 ± 3.1 18 12–32 300
CME1 + MC 131.2 ± 9.8 111 61–179 400
CME2 + MC 69.4 ± 6.0 56 27–94 236
Рис. 10.

Диаграммы размаха параметров AF, Axymax, Bmax, Vmax, KTmin, Apmax в группах событий СМЕ1–МС, СМЕ2–МС, СМЕ1 + МС, СМЕ2 + МС. Примечание: не показаны значения Axymax = 5.76, 6.23% в группе СМЕ1–МС и AF = 28.0%, Axymax =10.42%, Bmax = 54.8, 55.8, 62.0 нТл, Vmax = 1800, 1876 км/c, Apmax = 400 в группе СМЕ1 + МС.

В таблице 4 представлены значения коэффициентов корреляции между параметрами ФП и межпланетных возмущений для ФП, связанных с волоконными и вспышечными выбросами, при наличии или отсутствии магнитного облака у Земли. Анализ значений z-статистики и уровня значимости p показывает, что для СМЕs из активных областей коэффициенты корреляции параметров ФП с индукцией ММП при наличии MC (r = 0.66 для AF, 0.66 для Dmin, 0.41 для Axymax, 0.50 для Azrange) или его отсутствии (соответственно, 0.56, 0.58, 0.34, 0.37) отличаются статистически незначимо. В то же время, коэффициенты корреляции параметров ФП со скоростью солнечного ветра в группе СМЕ1 + МС (r = 0.74 для AF, 0.71 для Dmin, 0.68 для Axymax, 0.61 для Azrange) значимо больше, чем в группе СМЕ1–МС (соответственно, 0.55, 0.55, 0.45, 0.40). Наблюдаемая зависимость от скорости, видимо, объясняется местоположением солнечного источника, поскольку обычно магнитные облака на Земле регистрируются после выбросов в центральной зоне, тогда как отсутствие магнитного облака в выбросе может означать, что Земля оказалась в периферийной, более медленной части межпланетного возмущения. Сила корреляционной связи амплитуды ФП с индукцией ММП и со скоростью солнечного ветра в группе CME1 практически одинакова как при наличии MC (r = 0.66 для Bmax и 0.74 для Vmax), так и при его отсутствии (соответственно, 0.56 и 0.55). То же самое можно утверждать для параметров Dmin и Azrange в обеих группах событий и экваториальной анизотропии КЛ в группе СМЕ1–МС. Исключение составляет экваториальная анизотропия КЛ в группе СМЕ1 + МС, зависящая от скорости солнечного ветра (r = 0.68) сильнее, чем от индукции ММП (0.41). Что касается ФП, связанных с волоконными выбросами, то коэффициенты корреляции параметров ФП и межпланетных возмущений в группах СМЕ2 + МС и СМЕ2–МС различаются статистически незначимо. В группе СМЕ2–МС коэффициенты корреляции параметров ФП с индукцией ММП (r = 0.68 для AF, 0.60 для Dmin, 0.55 для Axymax) больше, чем со скоростью солнечного ветра (соответственно, 0.47, 0.35, 0.36). В группе СМЕ2 + МС корреляция параметров ФП с ММП (r = 0.59 для AF, 0.66 для Dmin, 0.41 для Axymax, 0.36 для Azrange) не отличается от корреляции со скоростью солнечного ветра (r = 0.50 для AF, 0.57 для Dmin, 0.35 для Axymax, 0.37 для Azrange). Различия между коэффициентами корреляции ММП со скоростью солнечного ветра в четырех группах событий можно считать незначимыми (r = 0.49 в группе СМЕ1 + МС, 0.43 в группе СМЕ1–МС, 0.57 в группе СМЕ2 + МС, 0.44 в группе СМЕ2–МС).

Таблица 4.  

Парные коэффициенты корреляции r ≥ 0.3 между параметрами ФП и межпланетных возмущений для ФП, связанных с разными типами солнечных и межпланетных источников (группы СМЕ1 + МС, СМЕ1–МС, СМЕ2 + МС, СМЕ2–МС)

Группа N Параметры AF Dmin Axymax Azrange
СМЕ1–МС 213 Bmax 0.56 0.58 0.34 0.37
Vmax 0.55 0.55 0.45 0.40
CME2–MC 134 Bmax 0.68 0.60 0.55 0.41
Vmax 0.47 0.35 0.36 –
СМЕ1 + МС 86 Bmax 0.66 0.66 0.41 0.50
Vmax 0.74 0.71 0.68 0.61
CME2 + MC 75 Bmax 0.59 0.66 0.41 0.36
Vmax 0.50 0.57 0.35 0.37

4. ВЫВОДЫ

На большом экспериментальном материале (1509 событий с 1997 по 2020 гг.), с помощью статистических методов, исследовались параметры ФП (AF, Dmin, Axymax, Azrange) и межпланетных (Bmax, Vmax, KTmin) и геомагнитных (Apmax, Dstmin) возмущений для разных типов солнечных источников: корональные выбросы массы из активных областей, сопровождающиеся солнечными вспышками (группа СМЕ1); волоконные выбросы из регионов за пределами активных областей (группа СМЕ2); высокоскоростные потоки из корональных дыр (группа СН); смешанные события (группа MIX). Для спорадических ФП исследовалась также разница в поведении параметров при наличии (СМЕ1 + МС, СМЕ2 + МС) или отсутствии (СМЕ1–МС, СМЕ2–МС) магнитного облака у орбиты Земли.

Анализ распределений и статистических связей между параметрами показал:

1) для спорадических ФП распределения большинства параметров асимметричны и имеют длинные “хвосты” в области больших значений; для рекуррентных ФП распределения большинства параметров почти симметричные;

2) распределения амплитуды ФП, связанных с разными типами солнечных источников, значимо отличаются друг от друга, особенно, в группах СМЕ1 и СН;

3) наибольшие значения и разброс параметров ФП, индукции ММП и геомагнитных индексов наблюдаются в группе СМЕ1 + MC, наименьшие – в группе СН;

4) при наличии магнитного облака у Земли, индукция ММП значимо больше для ФП, связанных с СМЕs из активных областей, чем для ФП, связанных с волоконными выбросами вне активных областей; при отсутствии магнитного облака отличие распределений в этих группах незначительно;

5) скорость солнечного ветра характеризуется наименьшими величиной и разбросом в группе CME2 (независимо от наличия магнитного облака); наибольшими – в группе СМЕ1 + МС; в остальных группах событий средние значения скорости близки по величине;

6) температурный индекс является хорошим критерием для разделения спорадических и рекуррентных ФП, надежно определяет наличие или отсутствие магнитного облака у Земли;

7) самые сильные корреляции между параметрами ФП и межпланетных возмущений наблюдаются в группе СМЕ1 + МС, самые слабые – в группах СН и MIX;

8) наличие или отсутствие магнитного облака в межпланетном возмущении значимо влияет на распределение параметров ФП и геомагнитных возмущений.

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., Белов А.В., Шлык Н.С., Ерошенко Е.А., Абунин А.А., Оленева В.А., Прямушкина И.И., Янке В.Г. Форбуш-эффекты, созданные выбросами солнечного вещества с магнитными облаками // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 61. № 5. С. 572–582. 2021.

  3. – 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.

  4. – Ермолаев Ю.И., Николаева Н.С., Лодкина И.Г., Ермолаев М.Ю. Каталог крупномасшабных явлений солнечного ветра для периода 1976–2000 гг. // Космич. исслед. Т. 47. № 2. С. 99–113. 2009.

  5. – 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.

  6. – 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.

  7. – Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Шлык Н.С., Абунин А.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Особенности поведения временны́х параметров Форбуш-понижений, связанных с разными типами солнечных и межпланетных источников // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 62. № 2. С. 155‒170. 2022.

  8. – Шлык Н.С., Белов А.В., Абунина М.А., Ерошенко Е.А., Абунин А.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Влияние взаимодействующих возмущений солнечного ветра на вариации галактических космических лучей // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 61. № 6. С. 694–703. 2021. https://doi.org/10.31857/S0016794021060134

  9. – Badruddin, Yadav R.S., Yadav N.R. Influence of magnetic clouds on cosmic-ray intensity variation // Solar Phys. V. 105. № 5. P. 413–428. 1986.

  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. P. 625–630. 2001. https://doi.org/10.1016/S0273-1177(01)00095-3

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

  12. – Belov A., Abunin A., Abunina M., Eroshenko E., Oleneva V., Yanke V., Papaioannou A., Mavromichalaki H. Galactic cosmic ray density variations in magnetic clouds // Solar Phys. V. 290. № 5. P. 1429–1444. 2015.

  13. – 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. № A8. P. 6673–6684. 1981.

  14. – Burlaga L.F., Plunkett S.P., St. Cyr O.C. Successive CMEs and complex ejecta // J. Geophys. Res. V. 107. № A10. CiteID 1266. 2002.

  15. – Cane H.V. Cosmic ray decreases and magnetic clouds // J. Geophys. Res. V. 98. № A3. P. 3509–3512. 1993.

  16. – Cane H.V. CMEs and Forbush decreases // Space Sci. Revs. V. 93. № 1–2. P. 55–77. 2000.

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

  18. – Corder G.W., Foreman D.I. Nonparametric Statistics for Non-Statisticians. New Jersey. John Willey and Sons, 264 p. 2009.

  19. – Chertok I.M., Abunin A.A., Belov A.V., Grechnev V.V. Dependence of Forbush-decrease characteristics on parameters of solar eruptions // J. Phys.: Conf. Ser. V. 409. 012150. 2013.

  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.

  21. –Dumbovi’c M., Vršnak B., ˇCalogovi’c J. Forbush decrease prediction based on the remote solar observations // Solar Phys. V. 291. № 1. P. 285–302. 2016.

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

  23. − Gopalswamy N. Coronal mass ejections: a summary of recent results / Proc. 20th National Solar Physics Meeting. Papradno, Slovakia, 2010. P. 108–130. 2010a.

  24. − Gopalswamy N., Akiyama S., Yashiro S., Mäkelä P. Coronal Mass Ejections from Sunspot and non-Sunspot Regions / Magnetic Coupling between the Interior and the Atmosphere of the Sun. Eds. Hasan S.S. and Rutten R.J., Astrophysics and Space Science Proc., Springer Berlin Heidelberg. P. 289–307. 2010b.

  25. − 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. 2010c.

  26. – Huttunen K.E.J., Schwenn R.,Bothmer V., Koskinen H.E.J. Properties and geoeffectiveness of magnetic clouds in the rising, maximum and early declining phases of solar cycle 23 // Ann. Geophysicae. V. 23. № 2. P. 625–641. 2005.

  27. − Iucci N., Parisi M., Storini M., Villoresi G. Forbush decreases: origin and development in the interplanetary space // Nuovo Cimento C. V. 2. P. 1–52. 1979a.

  28. – Iucci N., Parisi M., Storini M., Villores G. High-speed solar-wind streams and galactic cosmic-ray modulation // Nuovo Cimento C. V. 2. P. 421–438. 1979b.

  29. – Kim R.S., Gopalswamy N., Cho K.S., Moon Y.J., Yashiro S. Propagation Characteristics of CMEs associated with Magnetic Clouds and Ejecta // Solar Phys. V. 284. № 1. P. 77–88. 2013.

  30. – 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. A02104. 2005.

  31. – Kumar A., Badruddin. Interplanetary mass ejections, associated features and transient modulation of galactic cosmic rays // Solar Phys. V. 289. № 6. P. 2177–2205. 2014a.

  32. – Kumar A., Badruddin. Cosmic ray modulation due to high speed solar wind streams of different sources, speed, and duration // Solar Phys. V. 289. № 11. P. 4267–4296. 2014b.

  33. − Lockwood J.A. Forbush decreases in the cosmic radiation // Space Sci. Revs. V. 12. № 5. P. 658–715. 1971.

  34. – Lockwood J.A., Webber W.R., Debrunner H. J. Forbush decreases and interplanetary magnetic field disturbances: Association with magnetic clouds // Geophys. Res. V. 96. № A7. P. 11587–11604. 1991.

  35. – Lynch B.J., Zurbuhen T.H., Fisk L.A., Antiochos S.K. Internal structure of magnetic clouds: Plasma and composition // J. Geophys. Res. Space Phys. V. 108. № A6. ID 1239. 2003.

  36. – Lynch B.J., Gruesbeck J.R., Zurbuchen T.H., Antiochos S.K. Solar cycle–dependent helicity transport by magnetic clouds // J. Geophys. Res. V. 110. A08107. 2005.

  37. – Marubashi K., Lepping R.P. Long-duration magnetic clouds: a comparison of analyses using torus- and cylinder-shaped flux ropes models // Ann. Geophysicae. V. 25. № 11. P. 2453–2477. 2007.

  38. – 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. V. 63. № 2. P. 1100–1109. 2019.

  39. – 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.

  40. – Richardson I.G. Energetic particles and corotating interaction regions in the solar wind // Space Sci. Rev. V. 111. № 3. P. 267–376. 2004.

  41. – Richardson I.G., Cane H.V. Regions of abnormally low proton temperature in the solar wind (1965–1991) and their association with ejecta // J. Geophys. Res. V. 100. № A12. P. 23 397–23 412. 1995.

  42. – 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. № 1. P. 189–237. 2010.

  43. – Richardson I., Cane H. Galactic cosmic ray intensity response to interplanetary coronal mass ejections/magnetic clouds in 1995–2009 // Solar Phys. V. 270. № 2. P. 609–627. 2011.

  44. – Singh Y.P., Badruddin. Effects of interplanetary magnetic clouds, interaction regions, and high-speed streams on the transient modulation of galactic cosmic rays // J. Geophys. Res. V. 112. A02101. 2007a.

  45. – Singh Y.P., Badruddin. Corotating high-speed solar-wind streams and recurrent cosmic ray modulation // J. Geophys. Res. V. 112. A05101. 2007b.

  46. – Yashiro S., Gopalswamy N., Mäkela P., Akiyama S. Post-eruption arcades and interplanetary coronal mass ejections // Solar Phys. V. 284. № 1. P. 5–15. 2013.

  47. – Zhang G., Burlaga L.F. Magnetic clouds, geomagnetic disturbances, and cosmic ray decreases // J. Geophys. Res. V. 93. № A4. P. 2511–2518. 1988.

  48. – Zhang J., Hess P., Poomvises W. A Comparative study of coronal mass ejections with and without magnetic cloud structure near the earth: Are all interplanetary CMEs flux ropes? // Solar Phys. V. 284. № 1. P. 89–104. 2013.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал