1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 63, № 1, 2023

Геомагнетизм и аэрономия, 2023, T. 63, № 1, стр. 43-57

Развитие Форбуш-понижений, связанных с корональными выбросами из активных областей и регионов вне 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)
Москва, Троицк, Россия

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

Поступила в редакцию 23.05.2022
После доработки 27.06.2022
Принята к публикации 20.07.2022

Полный текст (PDF)

Аннотация

По материалам созданной в ИЗМИРАН базы данных Форбуш-эффектов и межпланетных возмущений исследовалось развитие Форбуш-понижений, связанных с корональными выбросами из активных областей, сопровождающимися солнечными вспышками, и волоконными выбросами вне активных областей. Сравнивалось развитие Форбуш-понижений двух типов в течение солнечных циклов 23–24, максимумов этих циклов и минимума между ними. С применением статистических методов, исследовались распределения интервалов времени от начала Форбуш-понижения до регистрации: минимальной плотности космических лучей, максимального часового понижения плотности, максимальной анизотропии космических лучей, максимума скорости солнечного ветра, максимума напряженности межпланетного магнитного поля, минимума Dst-индекса. Разница между развитием Форбуш-понижений двух типов сравнивалась, когда межпланетное возмущение содержит или не содержит магнитное облако у Земли. Результаты показали, что вспышечные события развиваются быстрее, чем волоконные, даже при близких значениях параметров солнечного ветра. Разница в развитии Форбуш-понижений двух типов заметнее в случае присутствия магнитного облака у орбиты Земли. Наибольшая разность между временны́ ми параметрами в двух типах событий наблюдается для времени регистрации максимальной напряженности межпланетного магнитного поля. Фаза спада Форбуш-понижений двух типов одинакова в максимуме цикла 23 и длиннее для волоконных событий в максимуме цикла 24 и минимуме 23–24. С учетом всех временны́х параметров, разница между развитием Форбуш-понижений двух типов заметнее в максимуме цикла 23 и в минимуме 23–24, чем в максимуме цикла 24.

1. ВВЕДЕНИЕ

Форбуш-понижения (ФП) регистрируются нейтронными мониторами на Земле и демонстрируют относительно быстрое понижение плотности космических лучей (КЛ), сопровождаемое более медленным восстановлением [Forbush, 1937; Dorman, 1963; Lockwood, 1971]; как правило, ФП сопровождаются большими значениями анизотропии КЛ [Belov, 2009]. Большинство ФП имеют спорадический характер и вызываются межпланетными неоднородностями большого масштаба (Interplanetary Coronal Mass Ejections – ICMEs), связанными с корональными выбросами массы (Coronal Mass Ejections – CMEs) [Cane, 2000]. ФП, вызванные высокоскоростными потоками из корональных дыр, имеют рекуррентный характер [Richardson, 2004]. Влияние разных типов возмущений межпланетной среды на модуляцию галактических КЛ исследовалось во многих работах [например, Dumbović et al., 2012; Belov et al., 2014; Badruddin and Kumar, 2016; Melkumyan et al., 2019].

Одним из факторов, ответственных за разнообразие спорадических ФП, является различное происхождение вызывающих их межпланетных неоднородностей. В настоящей работе сравнивается временнóе развитие ФП, связанных с двумя типами солнечных источников: (1) корональными выбросами из активных областей (АО), сопровождающимися солнечными вспышками; (2) эрупциями солнечных волокон из регионов за пределами АО. Сравнение воздействия на гелиосферу корональных выбросов массы из АО и извне активных областей представлено, например, в работе [Gopalswamy et al., 2010a]. В работе показано, что АО продуцируют почти все CMEs с энергией выше средней, геоэффективные CMEs, гало CMEs, а также CMEs, связанные с солнечными энергичными частицами и ударными волнами. Волоконные выбросы за пределами АО представляют собой другой тип CMEs. Они не коррелируют с солнечными пятнами и наблюдаются, в основном, в высоких гелиоширотах в периоды максимальной солнечной активности. Различие во влиянии на модуляцию КЛ выбросов из активных и неактивных областей показано в публикациях [Maričić et al., 2020, 2021], где для разных типов выбросов сравнивалось воздействие на ФП отдельных частей межпланетных неоднородностей (турбулентная оболочка и внутренняя часть ICME). В работах [Мелкумян и др., 2022а, б] сравнивались амплитудные и временны́ е характеристики ФП, связанные с корональными выбросами массы из АО, сопровождающимися солнечными вспышками (вспышечные выбросы), и с эрупциями солнечных волокон (волоконными выбросами), а также с высокоскоростными потоками из корональных дыр и смешанными событиями. Было получено, что распределения как амплитудных, так и временны́ х параметров значимо отличаются для ФП, связанных с разными типами солнечных источников. Можно предположить, что эта разница вызвана различными механизмами модуляции КЛ. Другой возможной причиной может быть тот факт, что все наиболее мощные межпланетные возмущения связаны с корональными выбросами из АО. В настоящей работе сравнивается временнóе развитие двух типов спорадических ФП при близких значениях параметров межпланетных возмущений.

Использование данных за длительный период времени – с 1997 по 2020 гг. – позволяет нам сравнивать развитие во времени ФП, связанных с разными типами солнечных источников, в различные периоды солнечной активности. Исследование модуляции КЛ на разных фазах солнечной активности в 23 и 24-м солнечных циклах (Solar Cycle – SC) проводилось во многих работах [например, Paouris et al., 2012; Гущина и др., 2014; Aslam, Baddruddin, 2015; Lingri et al., 2016a, b; Мелкумян и др., 2018б]. Особенности временнóго развития ФП для рекуррентных и спорадических событий в солнечных циклах 23–24 представлены, например, в статье [Мелкумян и др., 2019]. В настоящей работе сравнивается развитие спорадических ФП, связанных с солнечными источниками разного происхождения, в течение солнечных циклов 23–24, в максимумах циклов и в минимуме циклов 23–24.

Во многих работах исследуется влияние магнитных облаков (Magnetic Cloud – MC) [Burlaga et al., 1981] на модуляцию галактических КЛ [например, Badruddin et al., 1986; Zhang and Burlaga, 1988; Lockwood et al., 1991; Singh and Badruddin, 2007; Richardson and Cane, 2011a; Belov et al., 2015; Абунина и др., 2021]. По данным Belov et al. [2015] большинство магнитных облаков модулируют КЛ, уменьшая их плотность, причем внутри MC наблюдается наиболее глубокое падение плотности. Для MC характерны также большая регулярность и повышенная амплитуда ММП и аномально низкая протонная температура [Kim et al., 2013]; при прохождении MC геомагнитные индексы, как правило, имеют высокие значения [Richardson and Cane, 2011b]. Мелкумян и др. [2022б] сравнивали распределения амплитудных параметров вариаций КЛ, солнечного ветра (СВ) и геомагнитной активности для ФП, связанных с выбросами из активных областей и с волоконными выбросами, когда ICME содержит или не содержит MC около Земли. В настоящей работе приведены результаты сравнения распределений временны́ х параметров ФП, связанных с CMEs из активных и неактивных областей, при наличии или отсутствии MC в теле выброса около Земли.

Временнóй профиль ФП может быть представлен главной фазой или фазой спада (от начала ФП до минимального значения плотности КЛ) и фазой восстановления (от минимума плотности КЛ до окончания существенных изменений плотности или начала следующего ФП) [Belov, 2009]. Зависимость продолжительности этих двух фаз от жесткости КЛ, от гелиодолготы солнечных источников и от параметров межпланетных неоднородностей исследовалась во многих работах. Согласно Lockwood et al. [1986], длительность фазы восстановления зависит от размера и скорости неоднородности СВ и от места входа Земли в неоднородность, но практически не зависит от жесткости частиц. В работах [Iucci et al., 1979; Cane et al., 1994] была отмечена зависимость временнóго профиля ФП от долготы солнечного источника. В работах [Абунина и др., 2013; Papaioannou et al., 2020] было показано, что ФП, связанные с западными солнечными источниками, развиваются быстрее и имеют более короткую продолжительность. Для описания временнóго развития ФП, кроме длительности главной фазы и фазы восстановления, используются также другие, более детальные, характеристики. Абунин и др. [2012], сравнивая события с внезапным (Storm Sudden Commencement – SSC) и постепенным началом, показали, что максимальное часовое понижение плотности КЛ регистрируется раньше в SSC-событиях. Белов и др. [2016] установили, что продолжительность фазы спада и время до максимального часового понижения плотности КЛ для SSC-событий минимальны при наибольших начальных вариациях плотности. Papaioannou et al. [2020], анализируя SSC-события по времени задержки максимума ММП, показали, что ФП с бóльшими амплитудами вызываются более быстро распространяющимися ICMEs. Мелкумян и др. [2019], используя время от начала ФП до регистрации максимальных значений вариации КЛ, часового понижения плотности КЛ и анизотропии КЛ, установили, что в максимуме цикла 23 спорадические события развиваются быстрее, чем рекуррентные. Мелкумян и др. [2018а, 2022а], кроме этих параметров развития спорадических и рекуррентных ФП, использовали для сравнения также время от начала ФП до регистрации максимумов ММП и скорости СВ. Результаты показали, что средние значения почти всех параметров временнóго развития меньше для спорадических, чем для рекуррентных событий. При этом разница между временны́ ми параметрами в двух группах событий: (1) очень большая для скорости СВ; (2) значительная для максимальной вариации плотности КЛ и максимального часового уменьшения плотности КЛ; (3) статистически значимая для величины ММП; (4) статистически незначимая для экваториальной анизотропии КЛ.

Таким образом, развитие ФП характеризуется временны́ ми параметрами, поведение которых определяется, в основном, особенностями межпланетных неоднородностей, вызывающих ФП: (1) длительность фазы восстановления зависит от размера и скорости межпланетной неоднородности и от места входа Земли в эту неоднородность; (2) длительность фазы спада зависит от гелиодолготы источника – для западных источников она короче, чем для восточных и центральных; (3) для ФП с внезапным началом более короткие фазы спада соответствуют наибольшим начальным вариациям плотности КЛ; (4) амплитуда ФП с внезапным началом больше для быстрее распространяющихся ICMEs; (5) спорадические ФП развиваются, как правило, быстрее, чем рекуррентные.

В настоящей работе мы используем шесть временны́ х параметров для сравнения развития ФП, связанных с CMEs из АО и с волоконными выбросами вне АО, в том числе: (1) при близких значениях параметров СВ; (2) для разных периодов солнечной активности в циклах 23–24; (3) при наличии или отсутствии MC в ICME около Земли. Список временны́ х параметров включает: продолжительность фазы спада, время от начала ФП до регистрации максимумов часового уменьшения плотности КЛ, экваториальной анизотропии КЛ, величины ММП, скорости СВ, а также до регистрации минимального в течение события Dst-индекса.

2. ДАННЫЕ И МЕТОДЫ

В работе использовались ФП с января 1997 по декабрь 2020 г. из базы данных Форбуш-эффектов и межпланетных возмущений (Forbush Effects and Interplanetary Disturbances – FEID) (http:// spaceweather.izmiran.ru/eng/dbs.html). База данных содержит почасовые значения вариаций КЛ, параметров солнечного ветра [King and Papitashvili, 2005; (http://omniweb.gsfc.nasa.gov/ow.html)], геомагнитных индексов [Matzka et al., 2021; (ftp://ftp.gfz-potsdam.de/pub/home/obs/kp-ap/wdc/, 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/products/lgoes-x-ray). Вариации плотности и анизотропии КЛ рассчитываются для частиц жесткости 10 ГВ на основе данных сети нейтронных мониторов методом глобальной съемки [Белов и др., 2018]. Процесс идентификации ФП с солнечными источниками описан в работах [Мелкумян и др., 2018а, 2022a]; cписки магнитных облаков взяты из статей и онлайн-каталогов [Huttunen et al., 2005; Lynch et al., 2003, 2005; Marubashi and Lepping, 2007; Ермолаев и др., 2009; Gopalswamy et al., 2010b; Kim et al., 2013; Richardson and Cane, 2010; (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 представленной работе мы сравниваем развитие ФП во времени для следующих групп событий: (1) ФП, связанные с CMEs из АО (группа СМЕ1), когда ICME содержит (СМЕ1 + MC) или не содержит (CME1 – MC) магнитное облако около Земли; (2) ФП, связанные с волоконными выбросами за пределами АО (группа СМЕ2) при наличии (СМЕ2 + МС) или отсутствии (СМЕ2 – МС) магнитного облака у орбиты Земли. Поведение временны́ х параметров исследуется как для всего периода времени с января 1997 по декабрь 2020 г. (SC 23–24), так и для максимумов циклов 23 и 24 (Max 23, Мax 24) и минимума между этими циклами (Min 23–24). Каждое ФП можно охарактеризовать его амплитудными параметрами, а именно: максимальными значениями вариации плотности КЛ (амплитуда ФП – AF), часового уменьшения плотности КЛ (Dmin), экваториальной анизотропии КЛ (Axymax), индукции ММП (Bmax), скорости солнечного ветра (Vmax), модуля Dst-индекса (Dstmin). Развитие ФП характеризуется временны́ ми параметрами – интервалами времени от начала ФП до момента регистрации каждого из амплитудных параметров. Список временны́ х параметров включает: Tmin (продолжительность фазы спада), TDmin, TAxymax, TVmax, TBmax, TDstmin. За начало ФП принимается момент регистрации SSC (http://isgi.unistra.fr/data_download.php) или резкие изменения величины ММП и/или скорости СВ (и/или вариаций КЛ, если SSC отсутствует).

Большой объем исследуемого материала позволяет использовать статистический анализ для сравнения развития ФП в разных группах событий и выборках из этих групп. Статистический подход к анализу данных предполагает, что свойства большого количества изучаемых объектов представляют доминирующие признаки индивидуального события. Для сравнения статистических свойств исследуемых параметров использовались средние значения, медианы и межквартильные интервалы (Interquartile Range – IQR); для сравнения распределений строились диаграммы размаха параметров в разных группах событий. С использованием медианных значений амплитуды ФП и временны́ х параметров были построены схематические профили развития ФП для различных групп событий в разные периоды солнечной активности.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

Для анализа развития ФП, связанных с разными типами солнечных и межпланетных источников, рассчитывались статистические характеристики (средние значения, медианы, межквартильные интервалы) амплитуды ФП, индукции ММП, скорости СВ и временны́ х параметров для следующих групп событий: (1) ФП, связанные с CMEs из АО (группа СМЕ1, 303 события), когда ICME содержит (СМЕ1 + MC, 89 событий) или не содержит (CME1 – MC, 214 событий) магнитное облако около Земли; (2) ФП, связанные с волоконными выбросами вне АО (группа СМЕ2, 209 событий) при наличии (СМЕ2 + МС, 75 событий) или отсутствии (СМЕ2 – МС, 134 события) магнитного облака у орбиты Земли. На рисунках 1 и 2 для этих групп событий показаны диаграммы размаха временны́ х параметров. Из представленных диаграмм видно, что все временны́ е параметры имеют, в среднем, бóльшую величину в группе СМЕ2, чем в группе СМЕ1, т.е. ФП, связанные с выбросами из активных областей, развиваются быстрее. Наименьшая разница между двумя группами наблюдается для параметра Tmin (CМЕ1: медиана = 15 ч, IQR = 8–22 ч; СМЕ2: 17 ч, 9–23 ч), наибольшая – для параметра TBmax (CМЕ1: медиана = 5 ч, IQR = 3–11 ч; СМЕ2: 12 ч, 5–22 ч). Последнее можно частично объяснить тем фактом, что повышенное магнитное поле внутри ICME может быть унаследовано из солнечного источника, а выбросы, ассоциированные с солнечной вспышкой, как правило, распространяются быстрее, чем волоконные [например, Chertok et al., 2013]. В группе СМЕ1 межквартильный интервал параметра TDmin (медиана = 6 ч, IQR = 2–11 ч) практически совпадает с интервалом параметра TBmax, что подтверждает существенную зависимость часового уменьшения плотности КЛ от величины ММП [например, Мелкумян и др., 2018а; Melkumyan et al., 2019]. В группе СМЕ2 время регистрации максимального часового уменьшения плотности КЛ (медиана = = 9 ч, IQR = 4–17 ч) совпадает со временем регистрации максимума скорости СВ (медиана = 9 ч, IQR = 3–17 ч) и опережает регистрацию усиленного магнитного поля. Факт, что время регистрации максимальной скорости СВ значительно опережает время регистрации максимального значения ММП, может указывать на то, что в волоконных событиях усиленное поле чаще находится не в области взаимодействия, а в теле ICME, и потому приближается к Земле с меньшей скоростью. Это подтверждается и большим значением верхнего квартиля параметра TBmax (22 ч), показывающим, что в волоконных событиях появление максимума ММП как бы растягивается во времени. В группе СМЕ1 распределение TVmax (медиана = 6 ч, IQR = 3–12 ч) почти совпадает с распределением TBmax, т.е. для вспышечных событий самые сильные поля чаще наблюдаются в области взаимодействия межпланетного возмущения со спокойным СВ. В целом, в группе СМЕ1 максимальные значения часового уменьшения плотности КЛ, величины ММП и скорости СВ наблюдаются, в основном, в начале фазы спада, а в группе СМЕ2 – ближе к середине или в конце этой фазы.

Рис. 1.

Диаграммы размаха параметров Tmin, TDmin, TАxymax для разных групп событий. Крестик – среднее значение параметра, перемычка внутри прямоугольника – медиана, нижняя граница прямоугольника – 25%-ный квартиль, верхняя граница прямоугольника – 75%-ный квартиль, квадратики – выбросы.

Рис. 2.

Диаграммы размаха параметров TVmax, TBmax, TDstmin для разных групп событий.

В таблице 1 представлены средние значения, медианы и межквартильные интервалы амплитуды ФП, индукции ММП, скорости СВ и временны́ х параметров для групп СМЕ1 и СМЕ2 и выборок из этих групп. Из таблицы следует, что в группе СМЕ1 гораздо больше событий с высокими значениями индукции ММП и скорости СВ, чем в группе СМЕ2. Для того, чтобы сравнить временнóе развитие ФП двух типов при близких значениях параметров солнечного ветра, в группах СМЕ1 и СМЕ2 были сделаны выборки с использованием следующих критериев: Bmax ≤ 25 нТл и Vmax ≤ 700 км/с (95%-ные границы значений параметров солнечного ветра в группе СМЕ2). Из таблицы 1 также видно, что количество ФП в выборке из группы СМЕ1 значительно меньше (226 событий), чем полное количество ФП в этой группе (303 события), а статистические характеристики параметров СВ в выборках СМЕ1 и СМЕ2 практически совпадают (особенно, для ММП). В то же время, значения всех временны́ х параметров, кроме длительности фазы спада, остаются меньше для ФП, связанных с выбросами из активных областей. Наибольшая разница между выборочными значениями медиан наблюдается для параметра TBmax (CME1: 5 ч, СМЕ2: 13 ч). Таким образом, максимальная величина ММП достигается значительно раньше для вспышечных, чем для волоконных событий, даже при близких значениях параметров СВ. Малые значения параметра TBmax в выборке СМЕ1 показывают, что для вспышечных выбросов усиленное магнитное поле чаще наблюдается в области взаимодействия, даже когда события далеки от самых мощных, в которых, как правило, и скорости высокие, и поля сильные. Значимая разница между медианами амплитуды ФП в двух выборках (CME1: 1.4%, CME2: 1.0%) показывает, что при тех же значениях магнитного поля и скорости СВ межпланетные возмущения, связанные с выбросами из АО, модулируют галактические КЛ более эффективно.

Таблица 1.  

Количество событий (N), средние значения, медианы и межквартильные интервалы амплитуды ФП (%), максимальной скорости СВ (км/с), максимальной индукции ММП (нТл) и временны́ х параметров (ч) в группах СМЕ1, СМЕ2 и выборках из этих групп (критерии выбора: Bmax ≤ 25 нТл, Vmax ≤ 700 км/с)

Параметр Статистика Группы Выборки
СМЕ1 СМЕ2 СМЕ1 СМЕ2
N 303 209 226 198
AF Среднее 2.94 ± 0.07 1.49 ± 0.09 1.86 ± 0.10 1.35 ± 0.08
Медиана 1.8 1.0 1.35 1.00
IQR 1.0–3.7 0.7–1.8 0.9–2.3 0.7–1.7
Bmax Среднее 16.44 ± 0.55 12.87 ± 0.42 12.88 ± 0.32 12.09 ± 0.33
Медиана 13.7 11.6 11.8 11.5
IQR 9.8–19.5 8.5–15.5 9.4–15.9 8.5–14.7
Vmax Среднее 561.2 ± 10.7 458.5 ± 6.7 488.3 ± 6.1 447.6 ± 5.7
Медиана 518 443 475 435
IQR 437–665 388–512 422–549 387–502
Tmin Среднее 16.3 ± 0.6 17.3 ± 0.8 16.1 ± 0.8 15.3 ± 0.8
Медиана 15 17 15 14.5
IQR 8–22 9–23 8–23 6–22
TDmin Среднее 8.4 ± 0.5 12.1 ± 0.7 8.0 ± 0.6 11.6 ± 0.8
Медиана 6 9 6 8.5
IQR 2–11 4–17 1–12 4–17
TAxymax Среднее 14 ± 0.7 17.1 ± 0.9 14.9 ± 0.8 15.9 ± 0.9
Медиана 11 15 11 13
IQR 5–20 8–24 5–21 7–23
TBmax Среднее 8.7 ± 0.5 14.5 ± 0.8 9.6 ± 0.7 15.2 ± 0.8
Медиана 5 12 5 13
IQR 3–11 5–22 3–13 5–22
TVmax Среднее 9.6 ± 0.6 12.6 ± 0.9 9.6 ± 0.7 12.4 ± 0.9
Медиана 6 9 6 8
IQR 3–12 3–17 3–13 3–17
TDstmin Среднее 16.0 ± 0.6 19.5 ± 0.8 14.9 ± 0.8 18.1 ± 0.9
Медиана 13 18 12 17
IQR 8–21 10–26 6–21 8–26

Медианы распределений амплитуды ФП и временны́ х параметров в группах СМЕ1 и СМЕ2 были рассчитаны как для всего исследуемого периода, так и для максимумов и минимума солнечных циклов 23–24. Полученные по результатам расчетов схематические профили развития ФП показаны на рис. 3. Из рисунка 3 видно, что для разных периодов солнечной активности в развитии спорадических ФП, связанных с различными типами солнечных источников, наблюдается как сходство, так и различие. В группе СМЕ1 минимум плотности КЛ достигается немного раньше в Мах 24 (13 ч), чем Мах 23 (15 ч); в группе СМЕ2 фаза спада длится примерно одинаково в Мах 24 (16 ч) и Мах 23 (15 ч). Таким образом, фаза спада одинакова для спорадических ФП двух типов в максимуме цикла 23 и короче для вспышечных событий, чем для волоконных, в максимуме цикла 24. При этом амплитуда ФП больше в Мах 23, чем в Max 24, и для вспышечных (2.0 и 1.1%), и для волоконных (1.5 и 1.0%) событий. Что касается минимума солнечной активности, то длительность главной фазы ФП в нем гораздо больше, чем в максимумах для обеих групп событий. Надо заметить, что в Min 23–24 количество событий в группах СМЕ1 (15 событий) и СМЕ2 (17 событий) заметно меньше, чем в максимумах циклов 23 (106 событий в группе СМЕ1 и 77 событий в группе СМЕ2) и 24 (соответственно, 48 и 62 события). В минимуме солнечной активности в конце 24-го цикла количество событий в этих группах еще меньше, так что проводить анализ распределений параметров не имеет смысла. Малое количество спорадических ФП в минимуме циклов 24–25 не должно удивлять, так как солнечная активность в 24-м цикле и в минимуме этого цикла значительно слабее, и количество мощных СМЕs значительно меньше, чем в предыдущих [например, Gopalswamy et al., 2020].

Рис. 3.

Схематическое изображение среднего ФП в группах CME1, CME2 для разных периодов солнечной активности.

В группе СМЕ1 параметры TDmin, TBmax, TVmax немного меньше в Max 23 (соответственно, 4.5, 5 и 5.5 ч), чем в Max 24 (7.5, 7 и 7 ч) и Min 23–24 (8, 8 и 6.5 ч). Параметры Dmin, Bmax, Vmax регистрируются практически одновременно в начале фазы спада в максимуме цикла 23: усиленное магнитное поле в области взаимодействия вспышечных выбросов и спокойного СВ вызывает резкие изменения плотности КЛ. В максимуме цикла 24 (а также в Min 23–24) эти параметры тоже регистрируются почти одновременно, но в середине фазы спада. Максимум экваториальной анизотропии КЛ и минимум Dst-индекса регистрируются близко по времени в конце фазы спада или даже на фазе восстановления в обоих максимумах солнечной активности. В группе СМЕ2 значения Bmax наблюдаются значительно раньше в Мах 23 (8 ч), чем в Мах 24 (14 ч) и Min 23–24 (16 ч); значения Vmax, наоборот, наблюдаются немного позже в Мax 23 (10 ч), чем в Мax 24 (8 ч) и Min 23–24 (8 ч). Максимальные значения величины ММП и скорости СВ близки по времени (разница на 2 ч) в Мах 23 и существенно отличаются в Мах 24 (на 6 ч) и Min 23–24 (на 8 ч). Отметим, что в группе СМЕ2 значения этих параметров больше в Мax 23 (Bmax = 13.6 нТл, Vmax = = 463 км/c), чем в Max 24 (Bmax = 9.6 нТл, Vmax = = 397 км/c) и Min 23–24 (Bmax = 10.5 нТл, Vmax = = 418 км/c). Возможно, при меньших значениях ММП и скорости СВ, усиленные поля чаще связаны с телом ICME, чем с областью взаимодействия, и распространяются со сравнительно небольшой скоростью. Интервалы времени от начала ФП до регистрации максимальной экваториальной анизотропии КЛ для волоконных событий меньше в Мах 24 (13 ч), чем в Мах 23 (16 ч) и Min 23–24 (17 ч). Похожая картина наблюдается и для параметра Dstmin (соответственно, 16, 20 и 19 ч). Таким образом, в рассматриваемых трех фазах солнечной активности временны́ е параметры меньше в группе СМЕ1, чем в группе СМЕ2, кроме Tmin в Мах 23 и TDmin в Мах 24, характеризующихся одинаковыми медианами в двух группах событий. Из рисунка 3 видно, что вспышечные и волоконные события различаются в максимуме цикла 23 слабее, чем в максимуме цикла 24, по двум временны́ м параметрам: длительности фазы спада (разность медиан 0 ч в Мах 23 и 3 ч в Мах 24) и времени регистрации Bmax (соответственно, 3 и 7 ч). В целом, разница между развитием двух типов ФП значительно меньше в Мах 24 (сумма разностей медиан 10.5 ч), чем в Мах 23 (23 ч) и Min 23–24 (29.5 ч). Известно [например, Gopalswamy et al., 2020], что 24-й солнечный цикл слабее, чем цикл 23, так что полученные результаты соответствуют общей характеристике этих циклов: вспышечные и волоконные события менее различимы по временны́ м параметрам из-за меньших различий в мощности возмущений СВ.

На рис. 1, 2 представлены диаграммы размаха временны́ х параметров для групп ФП, связанных с СМЕs из АО и с волоконными выбросами вне АО, при наличии (СМЕ1 + МС, СМЕ2 + МС) или отсутствии (СМЕ1 – МС, СМЕ2 – МС) магнитного облака в теле выброса у орбиты Земли. На рис. 4 показаны схематические профили развития ФП, построенные по медианным значениям амплитуды ФП и временны́ х параметров, для этих групп событий. В работе [Мелкумян и др., 2022б] было показано, что амплитуды ФП значительно отличаются в зависимости от типа солнечного источника; в работах [Richardson and Cane, 2011a; Belov et al., 2015] авторы показали, что наличие MC в событии значительно увеличивает амплитуду ФП. По результатам, полученным в настоящей работе, можно добавить, что на модуляцию КЛ значительно влияет как наличие MC, так и тип солнечного источника: AF = 4.8% в группе CME1 + MC, AF = 1.8% в группе CME2 + MC, AF = 1.3% в группе CME1 – MC и AF = 0.8% в группе CME2 – MC. Что касается временнóго развития, то из рисунков 1, 2, 4 видно, что фаза спада практически одинакова в группах СМЕ1 – МС (медиана = 14 ч, IQR = 8–22 ч) и СМЕ2 – МС (медиана = 14 ч, IQR = 8–20 ч), немного длиннее в группе СМЕ1 + + МС (медиана = 16 ч, IQR = 9–22 ч) и значительно длиннее в группе СМЕ2 + МС (медиана = 19 ч, IQR = 12–26 ч). Таким образом, средняя продолжительность фазы спада увеличивается, если ICM-E содержит MC у орбиты Земли, особенно для ФП, связанных с волоконными выбросами. Длительность фазы спада для ФП двух типов одинакова, если ICME не содержит MC, и больше для ФП, связанных с волоконными выбросами, если ICME содержит MC у Земли. Для вспышечных событий распределение параметра TDmin более компактное и характеризуется меньшими значениями при наличии зарегистрированного MC (медиана = 4 ч, IQR = 2–8 ч), чем в случае, когда MC не наблюдается (7 ч, 3–13 ч). Для волоконных событий характер зависимости противоположный: TDmin немного больше при наличии МО (медиана = 10 ч, IQR = 5–19 ч), чем при отсутствии (8 ч, 4–17 ч). Разница между значениями параметра TDmin для ФП, связанных с выбросами из АО и извне АО, проявляется значительно сильнее, когда ICME содержит MC у Земли (6 ч), чем когда облако отсутствует (1 ч). Максимальная анизотропия КЛ регистрируется раньше в присутствии MC как для вспышечных событий (СМЕ1 + МС: медиана = 8 ч, IQR = 4–15 ч; CME1 – MC: 13 ч, 6–22 ч), так и для волоконных (СМЕ2 + МС: медиана = 12 ч, IQR = 7–22 ч; CME2 – MC: 17 ч, 10–26 ч). Большая разница (7 ч) верхних квартилей распределений в группах СМЕ1 + МС и СМЕ2 + МС дает возможность считать запаздывание максимальной анизотропии в волоконных ФП относительно вспышечных более значимым в присутствии MC у Земли. Сильнее всего (на 9 ч) эти два типа событий отличаются по времени регистрации максимального ММП в присутствии MC у Земли – межквартильные интервалы вспышечных (медиана = 7 ч, IQR = 4–12 ч) и волоконных (16 ч, 10–23 ч) событий практически не пересекаются. В отсутствие MC у Земли, время регистрации максимального ММП уменьшается как для вспышечных (медиана = 4 ч, IQR = 2–9 ч), так и для волоконных (10 ч, 4–19 ч) событий, но разница для двух типов событий остается значимой (6 ч). Максимум ММП регистрируется значительно раньше в группе CME1 + MC, чем в группе CME2 + MC, поскольку во вспышечных событиях максимальное поле чаще бывает в области взаимодействия, а в волоконных – в теле магнитного облака. Отметим, что в работе [Абунина и др., 2021] было показано, что время максимума ММП в MC может регистрироваться как в начале, так и в середине и в конце MC. Там же было показано, что регистрация максимального значения модуля ММП в конце MC связана со взаимодействующими возмущениями. Иными словами, максимальное значение модуля ММП наблюдается в момент, когда на еще не закончившееся МО налетает следующее межпланетное возмущение. В настоящей работе показано, что время регистрации максимального значения ММП в событиях, как с MC, так и без него, зависит от типа солнечного источника, но при наличии MC разница времен существенно больше. Что касается скорости СВ, то время регистрации ее максимального значения в группах СМЕ1 + МС (медиана = 8 ч, IQR = 4–11 ч), СМЕ1 – МС (6 ч, 3–13 ч) и СМЕ2 + МС (8 ч, 4–13 ч) почти совпадает. Можно утверждать, что параметр Vmax регистрируется позже в группе СМЕ2 – МС (медиана = 9 ч, IQR = 3–21 ч), чем в остальных группах событий, в силу существенно большего значения верхнего квартиля распределения. Таким образом, если сравнивать волоконные выбросы с MC и без него, то более быстрыми оказываются события, в которых есть MC, что частично можно объяснить тем, что магнитные облака достигают орбиты Земли, если их источник расположен в центральной зоне солнечного диска [например, Papaioannou et al., 2020]. Если же Земля не попадает в MC, это может означать, что тело магнитного облака прошло в стороне от Земли, а периферийная часть выброса, задевшая Землю, имеет меньшие скорости. Немного бóльшую величину медианы TVmax в группе СМЕ1 + МС по отношению к группе СМЕ1 − МС частично можно объяснить тем, что довольно часто максимальные значения скорости наблюдаются именно внутри MC [Абунина и др., 2021], а в событиях без MC – в начале события (в области взаимодействия или на ударной волне). Анизотропия КЛ проходит свой максимум существенно раньше при наличии MC, чем при его отсутствии, как для вспышечных, так и для волоконных событий (разность медиан 5 ч). Максимум геомагнитного индекса для обоих типов событий, наоборот, достигается существенно позже при наличии MC в теле выброса (разность медиан 4 ч). Максимальные значения анизотропии КЛ и геомагнитного индекса наблюдаются раньше во вспышечных событиях, чем в волоконных, независимо от наличия или отсутствия MC в теле выброса у Земли (разность медиан 4 ч).

Рис. 4.

Схематическое изображение среднего ФП в группах CME1 + MC, CME1 – MC, CME2 + MC, CME2 – MC.

На рисунках 5−8 показано поведение основных параметров СВ, ММП, КЛ и геомагнитной активности для ФП, связанных с выбросами из АО или с волоконными выбросами вне АО, когда ICME содержит или не содержит MC. На верхней панели приведены почасовые значения скорости СВ (светло-серая кривая, правая шкала) и индукции ММП (темно-серая кривая, левая шкала). На средней панели показано поведение вариации плотности КЛ (А0) и экваториальной составляющей векторной анизотропии КЛ (Axy). На нижней панели представлены данные геомагнитной активности (Kp- и Dst-индексы). Закрашенная область – время регистрации магнитного облака. Вертикальной линией обозначено начало события (с SSC – светло-серой, без SSC – темно-серой). Стрелками на рисунках обозначены исследуемые в данной работе временны́е параметры TVmax, TBmax, TDmin, Tmin, TAxymax, TDstmin.

Рис. 5.

Пример ФП 16 июля 2017 г. из группы СМЕ1 + + МС.

На рисунке 5 представлен пример ФП из группы событий СМЕ1 + МС. 16 июля 2017 г. в 05:59UT на Земле была зарегистрирована ударная волна, связанная с приходом межпланетного возмущения. Источником этого события был корональный выброс массы типа гало с начальной скоростью 1200 км/с (по данным коронографа SOHO/LASCO) от вспышки М2.4 (S06W29) 14 июля 2017 г. в 01:07 UT. В результате воздействия данного межпланетного возмущения было зарегистрировано ФП с амплитудой AF = 5.8% и максимальным значением экваториальной анизотропии КЛ Axymax = 2.17%. Скорость СВ достигала значения Vmax = 625 км/с, а модуль ММП – значения Bmax= 23.7 нТл. Геомагнитная активность достигла уровня умеренной магнитной бури (Kpmax = 6, Dstmin = –72 нТл). Во время этого события MC проходило мимо Земли в течение 24 ч с 18:00 UT 16.07.2017 г.

На рисунке 6 представлен пример ФП из группы СМЕ1 – МС. Форбуш-понижение 25 октября 2001 г. в 08:50 UT было зарегистрировано вследствие воздействия на Землю межпланетного возмущения, связанного с корональным выбросом массы с ассоциированной солнечной вспышкой М6.7 (S21E18) 22.10.2001 г. в 14:27 UT. По данным коронографа SOHO/LASCO этот корональный выброс был типа гало и имел начальную скорость 1336 км/с. Однако у Земли максимальная скорость СВ составила Vmax = 449 км/с, а максимальная величина ММП Bmax= 11.4 нТл. Амплитуда ФП в данном событии была AF = 1.5%, а максимальное значение экваториальной анизотропии КЛ Axymax = 2.21%. Во время этого события геомагнитная активность была слабовозмущенной (Kpmax = 3, Dstmin = –40 нТл).

Рис. 6.

Пример ФП 25 октября 2001 г. из группы СМЕ1 – МС.

На рисунке 7 представлен пример ФП из группы СМЕ2 + МС. 6 января 1998 г. в 14:16 UT было зарегистрировано ФП с амплитудой AF = 2% и максимальным значением экваториальной анизотропии КЛ Axymax = 1.49%. Источником этого события был корональный выброс массы типа гало, связанный с эрупцией волокна вечером 2 января на северо-западе солнечного диска. Максимальная скорость СВ во время этого события была Vmax = 415 км/с, а максимальная величина ММП Bmax = 18.3 нТл. 7 января была зарегистрирована умеренная магнитная буря (Kpmax = 6+, Dstmin = –83 нТл). Магнитное облако проходило мимо Земли в течение 28 ч с 02:00 UT 07.01.1998 г.

Рис. 7.

Пример ФП 6 января 1998 г. из группы СМЕ2 + + МС.

На рисунке 8 показан пример ФП из группы СМЕ2 – МС. 15 ноября 2015 г. в 10:00 UT было зарегистрировано ФП, связанное с эрупцией волокна из центральной зоны солнечного диска днем 11.11.2015 г. Во время этого события, максимальная скорость СВ составила Vmax = 417 км/с, максимальная величина ММП Bmax= 9.1 нТл. Данное ФП имело амплитуду AF = 1.1% и максимальное значение экваториальной анизотропии КЛ Axymax = 1.98%. Геомагнитная активность не поднималась выше уровня Kpmax = 3+, минимальное значение Dst-индекса составило –39 нТл.

Рис. 8.

Пример ФП 15 ноября 2015 г. из группы СМЕ2 – МС.

Приведенные на рисунках 5−8 примеры иллюстрируют закономерности, полученные в результате анализа распределений параметров ФП для разных групп событий – свойства большого количества изучаемых объектов представляют доминирующие признаки индивидуального события. При сравнении распределений амплитуды ФП, связанных с солнечными источниками двух типов, при наличии или отсутствии MC у Земли было получено, что на модуляцию КЛ значительно влияет как наличие MC, так и тип солнечного источника. Медианные значения амплитуды ФП: AF = 4.8% в группе CME1 + MC, AF = 1.8% в группе CME2 + MC, AF = 1.3% в группе CME1 – MC и AF = 0.8% в группе CME2 – MC. В примерах на рисунках 5–8 наблюдается такая же закономерность: AF = 5.8% в событии из группы CME1 + MC (16 июля 2017 г.), AF = 2% в событии из группы CME2 + MC (6 января 1998 г.), AF = 1.5% в событии из группы CME1 – MC (25 октября 2001 г.) и AF = 1.1% в событии из группы CME2 – MC (15 ноября 2015 г.). Из сравнения статистических характеристик временны́ х параметров следует, что медианное значение времени максимума ММП в группе CME1 + MC (7 ч) регистрируется значительно раньше, чем в группе CME2 + MC (16 ч). Похожее поведение параметров мы видим на рис. 5 в событии из группы СМЕ1 + МС (16 июля 2017 г.), где TBmax = 7 ч, и на рис. 7 в событии из группы CME2 + MC (6 января 1998 г.), где TBmax = 24 ч. При сравнении параметров Tmin и TDmin в ФП с двумя разными типами солнечных источников, когда ICME содержит MC, видно, что медианы обоих параметров существенно меньше в группе СМЕ1 + МС (Tmin = 16 ч и TDmin = 4 ч), чем в группе CME2 + MC (соответственно, 19 ч и 10 ч). Такая же тенденция прослеживается и в примерах ФП из разных групп событий на рисунках 5 и 7: Tmin = 16 ч, TDmin = 6 ч в событии из группы CME1 + MC (16 июля 2017 г.) и Tmin = 32 ч, TDmin = 11 ч в событии из группы CME2 + MC (6 января 1998 г.).

4. ВЫВОДЫ

В данной работе для анализа развития ФП, связанных с разными типами солнечных источников, сравнивались распределения временны́ х параметров: (1) в группах событий, связанных с выбросами из АО, сопровождающимися солнечными вспышками и с волоконными выбросами вне АО; (2) в выборках из этих групп, характеризующихся близкими значениями параметров солнечного ветра; (3) в выборках из этих групп, относящихся к максимумам солнечных циклов 23–24 и к минимуму между циклами; (4) в выборках из этих групп, отличающихся наличием или отсутствием МС в теле выброса у орбиты Земли. В качестве временны́ х параметров использовались интервалы времени от начала события до максимумов вариации плотности КЛ (фаза спада, Tmin), часового уменьшения плотности КЛ (TDmin), экваториальной анизотропии КЛ (TAxymax), индукции ММП (TBmax), скорости СВ (TVmax) и до минимума Dst-индекса (TDstmin). Получены новые результаты, которые показали следующее.

1. Значения параметров временнóго развития, как правило, меньше для ФП, связанных с CMEs из АО, чем для ФП, связанных с волоконными выбросами вне АО.

2. При близких значениях параметров солнечного ветра все временны́ е параметры (кроме фазы спада) остаются меньше для вспышечных событий.

3. Регистрация параметров Dmin, Bmax и Vmax приходится во вспышечных событиях на начало фазы спада, а в волоконных – на вторую половину этой фазы.

4. Разница между временны́ ми параметрами для двух типов ФП заметнее, если ICME содержит MC у Земли (за исключением параметра TVmax).

5. Длительность фазы спада для ФП двух типов одинакова, если ICME не содержит MC около Земли; больше для волоконных событий при наличии MC.

6. Для вспышечных событий распределение параметра TDmin более компактное и характеризуется меньшими значениями при наличии MC в теле выброса.

7. Наибольшая разность между временны́ ми параметрами в двух типах событий наблюдается для межпланетного магнитного поля (кроме максимума цикла 23).

8. Фаза спада ФП обоих типов короче в максимумах циклов 23 и 24, чем в минимуме между циклами.

9. В максимуме цикла 23 фазы спада для двух типов ФП одинаковы; в максимуме цикла 24 и в минимуме между циклами фаза спада длиннее для волоконных событий.

10. Разница между временны́ м развитием спорадических ФП двух типов, в целом, слабее в максимуме цикла 24, чем в максимуме цикла 23.

Таким образом, статистические характеристики параметров временнóго развития существенно различаются для ФП, связанных с выбросами из АО, которые сопровождаются солнечными вспышками, и с волоконными выбросами вне АО. Эти различия особенно заметны, если ICME содержит МС у орбиты Земли. Временны́ е параметры в двух группах событий ведут себя по-разному в максимумах циклов 23 и 24 и в минимуме между циклами. Полученные результаты могут быть использованы при исследовании и сравнении ФП разных типов, при идентификации солнечных источников в сложных случаях, а также при решении задач прогнозирования.

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. − 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.

  4. − 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.

  5. − 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.

  6. − Гущина Р.Т., Белов А.В., Ерошенко Е.А., Обридко В.Н., Паорис Е., Шельтинг Б.Д. Модуляция космических лучей на фазе роста солнечной активности 24-го цикла // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 54. № 4. С. 470–476. 2014.

  7. − 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.

  8. − 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. 2018а.

  9. − Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Абунин А.А., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Долгопериодные изменения количества и величины Форбуш-эффектов // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 58. № 5. С. 638–647. 2018б.

  10. − Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Абунин А.А., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Рекуррентные и спорадические Форбуш-понижения в 23-ем и 24-ом солнечных циклах // Солнечно-земная физика. Т. 5. № 1. С. 39–47. 2019.

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

  12. − Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Шлык Н.С., Абунин А.А., Оленева В.А., Янке В.Г. Сходство и различие Форбуш-понижений, связанных с потоками из корональных дыр, волоконными выбросами и выбросами из активных областей // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 62. № 3. С. 283–301. 2022б.

  13. − Aslam O.P.M., Badruddin B. Study of cosmic-ray modulation during the recent unusual minimum and mini-maximum of solar cycle 24 // Solar Phys. V. 290. № 8. P. 2333–2353. 2015.

  14. − Badruddin B., Yadav R.S., Yadav N.R. Influence of Magnetic Clouds on Cosmic-Ray Intensity Variation // Solar Phys. V. 105. № 5. P. 413–428. 1986.

  15. − Badruddin B., Kumar A. Study of the cosmic-ray modulation during the passage of ICMEs and CIRs // Solar Phys. V. 291. № 2. P. 559–580. 2016.

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

  17. − Belov A., Abunin A., Abunina M. et al. Coronal mass ejections and non-recurrent Forbush decreases // Solar Phys. V. 289. N 10. P. 3949–3960. 2014.

  18. − 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.

  19. − 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.

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

  21. − 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.

  22. − 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

  23. of non-recurrent geomagnetic storms and Forbush decreases // Solar Phys. V. 282. № 1. P. 175–199. 2013.

  24. − Dorman L. I. Cosmic ray variation and space research. M.: AN USSR. 1027 p. 1963.

  25. − Dumbović M., Vrsnak B., Calogović J., Zupan R. Cosmic ray modulation by different types of solar wind disturbances // Astron. Astrophys. V. 538. № A28. 2012.

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

  27. − Gopalswamy N., Akiyama S., Yashiro S., Mäkelä P. Coronal mass Eejections 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. Berlin Heidelberg: Springer. P. 289–307. 2010a.

  28. − 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. № 2. P. 1111–1126. 2010b.

  29. − Gopalswamy N., Akiyama S., Yashiro S., Michalek G., Xie H., Makelea P. Effect of the weakened heliosphere in solar cycle 24 on the properties of coronal mass Ejections // J. Phys.: Conf. Ser. V. 1620. № 1. Article id 012005. 2020.

  30. − 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.

  31. − 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. 1979.

  32. − Kim R.S., Gopalswamy N., Cho K.S., Moon Y.J., Yashiro S. Propagation Ccharacteristics of CMEs associated with magnetic clouds and ejecta // Solar Phys. V. 284. № 1. P. 77–88. 2013.

  33. − 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.

  34. − Lingri D., Mavromichalaki H., Belov A., Eroshenko E., Yanke V., Abunin A., Abunina M. Solar activity parameters and associated Forbush decreases during the minimum between cycles 23 and 24 and the ascending phase of cycle 24 // Solar Phys. V. 291. № 3. P. 1025–1041. 2016a.

  35. − Lingri D., Mavromichalaki H., Belov A., Eroshenko E., Yanke V., Abunin A., Abunina M. Forbush decreases during the DeepMin and MiniMax of solar cycle 24 / Proc. 25th ECRS. Tourin, Italy, 2016. eConf C16-09-04.3. 2016b.

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

  37. − 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.

  38. − Lockwood J.A., Webber W.R., Debrunner H. J. Forbush decreases and interplanetary magnetic field disturbances: Association with magnetic clouds // Geophys. Res. V. 96. Is. A7. P. 11 587–11 604. 1991.

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

  40. − 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.

  41. − Maričić D., Vrsnak B., Veronig A.M., Dumbović M., Sterc F., Rosa D., Karlica M., Hrzina D., Romstajn I. Sun-to-Earth observations and characteristics of isolated and Earth-impacting coronal mass ejections during 2008–2014 // Solar Phys. V. 295. № 7. Article id 91. 2020.

  42. − Maričić D., Sterc F., Dumbović M., Rosa D., Hrzina D., Romstajn I. Isolated Earth-impacting interplanetary coronal mass ejections and corresponding galactic cosmic ray flux variations // XVIIth Hvar Astrophysical Colloquium “The Sun and Heliosphere”. 20–24 September 2021.

  43. − 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.

  44. − Matzka J., Stolle C., Yamazaki Y., Bronkalla O., Morschhauser A. The geomagnetic Kp index and derived indices of geomagnetic activity // Space Weather. V. 19. № 5. e2020SW002641. 2021.

  45. − 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.

  46. − Papaioannou A., Belov A., Abunina M., Eroshenko E., Abunin A., Anastasiadis A., Patsourakos S., Mavromichalaki H. Interplanetary coronal mass ejections as the driver of non-recurrent Forbush decreases // Astrophys. J. V. 890. № 2. Article id. 101. 2020.

  47. − Paouris E., Mavromichalaki H., Belov A., Gushchina R., Yanke V. Galactic cosmic ray modulation and the last solar minimum // Solar Phys. V. 280. № 1. P. 255–271. 2012.

  48. − Richardson I.G. Energetic Particles and Corotating Interaction Regions in the Solar Wind // Space Sci. Rev. V. 111. № 3. P. 267–376. 2004.

  49. – 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.

  50. − Richardson I.G., Cane H.V. Galactic cosmic ray intensity response to Interplanetary Coronal Mass Ejections/Magnetic Clouds in 1995–2009 // Solar Phys. V. 270. № 9. P. 609–627. 2011a.

  51. − Richardson I., Cane H. Geoeffectivenes (Dst and Kp) of interplanetary coronal mass ejections during 1995–2009 and implications for storm forecasting // Space Weather. V. 9. S07005. 2011b.

  52. − Singh Y.P., Badruddin B. Effects of interplanetary magnetic clouds, interaction regions, and high-speed streams on the transient modulation of galactic cosmic rays // J. Geophys. Res. V. 112. № 2. CiteID A02101. 2007.

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

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал