1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 59, № 6, 2019

Геомагнетизм и аэрономия, 2019, T. 59, № 6, стр. 683-695

Динамика межпланетных параметров и геомагнитных индексов в периоды магнитных бурь, инициированных разными типами солнечного ветра

Л. А. Дремухина 1, *, Ю. И. Ермолаев 2, **, И. Г. Лодкина 2

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

2 Институт космических исследований РАН (ИКИ РАН)
г. Москва, Россия

* E-mail: lidadrem@yandex.ru
** E-mail: yermol@iki.rssi.ru

Поступила в редакцию 01.04.2019
После доработки 22.04.2019
Принята к публикации 23.05.2019

Полный текст (PDF)

Аннотация

На базе архива данных OMNI2 за 1995–2017 гг. анализируется динамика индексов геомагнитной активности (Dst, ap, AE и PC) и межпланетных параметров в периоды магнитных бурь с минимальными Dstmin ≤ –50 нТл, индуцированных разными межпланетными источниками, а именно: областями взаимодействия разно-скоростных потоков солнечного ветра (СВ) CIR; областями сжатия Sheath перед межпланетными CME; магнитными облаками MC и “поршнями” Ejecta. Была отобрана 181 буря с монотонным ходом Dst-индекса на главных фазах. Аналогично работам [Ермолаев и др., 2010, 2011], выполненным по данным OMNI за 1976–2000 гг., к бурям был применен двойной метод наложенных эпох с двумя опорными моментами во время начала главной фазы и минимума Dstmin. Такой подход позволяет выявить тенденции в динамике индексов магнитной активности и параметров СВ во время бурь с разными длительностями главных фаз и различие в этих тенденциях для бурь, вызванных разными источниками. Показано, что наибольшие средние значения индексов Dst, aр, AE и PC имеют место для Sheath-бурь, а наименьшие для Ejecta-бурь. Динамика AE и ap-индексов подобна, а полярного индекса PC существенно различается во время бурь с разными межпланетными источниками, что свидетельствует о различии в отклике полярной магнитосферы при бурях с разными источниками. Существуют заметные различия в вариациях параметров СВ для разных групп бурь: для Sheath-бурь характерен очень высокий уровень флуктуаций B и Bz ММП, для CIR-бурь oн близок к среднему, а для MC и Ejecta существенно ниже среднего.

1. ВВЕДЕНИЕ

Важным моментом в понимании физической картины солнечно-земных связей является исследование геомагнитных бурь и связанных с ними процессов передачи энергии из СВ в магнитосферу, ионосферу и верхнюю атмосферу Земли. Магнитные бури, как правило, развиваются при подходе к Земле возмущенных структур СВ, в которых, в отличие от невозмущенного СВ, формируется южная составляющая Bz межпланетного магнитного поля (ММП). С поворотом Bz ММП к югу в результате процесса пересоединения межпланетного и геомагнитного полей происходит усиление поступления энергии СВ в магнитосферу и, как следствие этого, усиление имеющихся и генерация новых токовых систем, приводящих к возмущению спокойного геомагнитного поля [Dungey, 1961]. Несмотря на то, что общие связи между вариациями плазмы СВ и ММП c магнитосферной активностью за последние полвека достаточно подробно анализировались многими авторами [Akasofu, 1983; Burton et al., 1975; Gonzalez et al., 1994; Gonzalez and Echer, 2005; Perrault and Akasofu, 1978; Russell et al., 1974 и ссылки в них], вопрос о том, как воздействуют на геомагнитную активность разные крупномасштабные структуры СВ, остается не до конца изученным.

Из-за большого разнообразия в динамике начальной, главной и восстановительной фаз бурь, их разных длительностей, а также наличия или отсутствия внезапного начала SSC [например, Akasofu, 1965; Yokoyama and Kamide, 1997; Vichare et al., 2005; Zhang et al., 2006 и ссылки в них], статистические исследования магнитных бурь затруднены. Однако достаточно плодотворным оказался подход, при котором используется метод наложенных эпох (МНЭ). Этот метод относится к непараметрическим методам, которые позволяют выделить скрытые тенденции, основываясь на нескольких временны́х рядах значений, не задавая предположения о форме общего тренда. Одним из ключевых моментов при применении МНЭ является вопрос о выборе реперного (нулевого) времени эпохи, то есть момента, относительно которого проводится процесс совмещения анализируемых временны́х рядов. Выбор нулевого момента эпохи является важным, так как результаты анализа с использованием МНЭ, строго говоря, применимы только для времени вблизи начала эпохи из-за разной длительности исследуемых рядов. Влияние выбора нулевого момента при применении МНЭ рассматривалось в работе [Ilie et al., 2008]. Тем не менее МНЭ был успешно применен в ряде исследований [Taylor et al., 1994; Loewe and Prolls, 1997; Yokoyama and Kamide, 1997; Zhang et al., 2006; Longden et al., 2008; Yermolaev et al., 2015, 2017] с использованием разных нулевых моментов эпохи. В работе [Taylor et al., 1994] в качестве нулевого момента было выбрано время SSC, что позволило исследовать бури с внезапным началом, но исключить из анализа бури с постепенным началом.

Выбор в качестве нулевого момента времени начала главной фазы позволил изучить начальный период главной фазы бури и, в частности, выяснить, что скорость развития главной фазы зависит от ее межпланетного источника [Pulkkinen et al., 2007]. В большей части работ в качестве нулевого момента использовалось время минимума Dst или максимума Kp-индекса [Loewe and Prolls, 1997; Zhang et al., 2006; Longden et al., 2008]. Такой выбор позволил исследовать конец главной фазы и начало фазы восстановления бури, так как средняя длительность главной фазы бури составляет ~7–8 ч, и совмещение более длинных временны́х рядов может привести к усреднению параметров, которые относятся как ко времени до начала главной фазы бури, так и ко времени самой главной фазы. Анализ с использованием МНЭ одновременно для всех фаз бури, исключая SSC, был применен впервые в работе [Yokoyama and Kamide, 1997], в которой бури каждой группы, сгруппированные по интенсивности, были приведены к одинаковым длительностям главной и восстановительной фаз. Это позволило проанализировать временны́е вариации некоторых параметров, характерные для бурь каждой группы. Было, например, показано, что интенсивность магнитной бури пропорциональна длительности интервала южной составляющей ММП Bz < 0, и что главная фаза интенсивных бурь имеет двухступенчатый характер. Аналогичные исследования проводились в работах [Ермолаев и др., 2010, 2011; Yermolaev et al., 2010, 2015, 2017], в которых на базе данных за 1976–2000 гг. с применением двойного МНЭ (с двумя опорными моментами эпохи), исследовалось временнóе поведение средних значений параметров СВ и ММП и их абсолютных и относительных вариаций в периоды главных фаз магнитных бурь. Двумя опорными моментами эпохи в этих работах были приняты времена начала главной фазы и минимального значения индекса Dstmin. Кроме этого, в вышеупомянутых работах анализируемые бури были разделены на группы по их межпланетным источникам.

Установлено, что разнообразие в развитии магнитных бурь обусловлено различием их межпланетных источников с разными физическими характеристиками, размерами и распределением параметров плазмы и ММП внутри них [Ермолаев и др., 2010, 2011; Николаева и др., 2012а, б; Yermolaev et al., 2014]. В большинстве работ рассматриваются геоэффективные межпланетные источники двух типов: высокоскоростные потоки СВ и магнитные облака [Russell and Milligan, 2002; Borovsky and Denton, 2006; Pulkkinen at al., 2007; Longden et al., 2008; Turner et al., 2009; Troshichev and Sormakov, 2017; Boroev, 2019]. Однако в работах [Ермолаев и др., 2009, 2011, 2017; Николаева и др., 2017; Дремухина и др., 2018], было показано и физически обосновано, что в отдельные группы геоэффективных структур СВ можно выделить также области сжатия Sheath, предшествующие межпланетным корональным выбросам массы (ICME), включающим магнитные облака (МС) и “поршни” (Ejecta). Каждый из перечисленных типов СВ, в свою очередь, можно подразделить на подклассы в зависимости от наличия или отсутствия области Sheath перед ICME, наличия или отсутствия ударной волны и т.п.

В настоящей работе продолжено исследование возможного различия в развитии магнитных бурь, индуцированных разными межпланетными источниками, с применением двойного МНЭ с целью: (1) используя новые, более полные, данные за 1995–2017 гг., подтвердить (или опровергнуть) результаты, полученные ранее на данных за 1976–2000 гг., так как имеющиеся большие пропуски в данных базы OMNI до 1995 г. (до 50%) могли повлиять на полученный результат; (2) включить в анализ, кроме обычно используемых Dst и AE, линейный среднеширотный индекс ap вместо квазилогарифмического Kp; (3) впервые для подобного анализа использовать полярный индекс PC [Troshichev et al., 1988], чтобы получить усредненную динамику поступления энергии СВ в приполюсную область во время разных групп бурь; (4) изучить различие в динамике скорости инжекции энергии в кольцевой ток Q во время бурь с разными источниками.

Изложение результатов для удобства восприятия построено следующим образом: после описания средних характеристик отобранных групп бурь сначала анализируются полученные для этих групп средние временны́е профили индекса Dst и связанных с ним величин Q и интеграла электрического поля СВ (sumEy), затем динамика индексов PC, AE и ap (от приполюсных до средних широт) и в конце усредненные распределения параметров СВ.

2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДИКА АНАЛИЗА

Для анализа был использован архив данных о среднечасовых значениях параметров плазмы СВ и ММП и индексов Dst, аp, AE и PC базы OMNI2 (http://omniweb.gsfc.nasa.gov) [King and Papitashvili, 2004], а для определения межпланетных источников магнитных бурь – идентификация типов течений СВ, обоснованная и описанная в работе [Ермолаев и др., 2009]. Каталог идентифицированных типов СВ представлен на сайте (ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/). За период 1995–2017 гг. была отобрана 181 магнитная буря, достаточно изолированная для того, чтобы однозначно определить ее межпланетный источник, и имеющая близкий к монотонному ход индекса Dst в течение главной фазы. Сложные бури с многоступенчатой главной фазой, для которых было трудно определить их межпланетный источник, или он определялся как составной из нескольких типов СВ, из анализа были исключены (как правило, это интенсивные бури с Dstmin < –200 нТл). Из-за небольшой статистики не проводилось разделение на бури, инициированные событиями Sheath перед MC и Sheath перед Ejecta, а также не проводился учет наличия или отсутствия внезапного начала SSC бури. Начало главной фазы магнитной бури определялось, как первая часовая точка резкого понижения Dst-индекса, а ее окончание, как часовая точка минимального значения индекса Dstmin [Yermolaev et al., 2010]. Все отобранные бури были сгруппированы в зависимости от их межпланетного источника в 4 группы согласно работ [Ермолаев и др., 2009, Yermolaev et al., 2015, 2017]: области сжатия CIR (74 события), образующейся в результате взаимодействия высокоскоростного потока СВ из корональной дыры с медленными потоком из пояса стримеров; магнитного облака MC (31 событие), представляющего из себя область с низкими концентрацией и температурой и высоким значением ММП (плазменный параметр β < 1), в которой ММП испытывает плавный поворот вектора в течение ~1 дня [Burlaga et al., 1981]; области Ejecta (33 события), похожей на МС, но с менее организованной структурой ММП; и области Sheath (43 события), представляющей из себя область компрессии перед быстрыми MC и Ejecta. Магнитная буря считалась инициированной данным конкретным источником (событием), если она начиналась в течение этого события и достигала минимума Dstmin в интервале этого же события или не позднее, чем через 1–2 ч после его окончания [Ермолаев и др., 2010]. В настоящей работе мы используем только Dst-индекс, не рассматривая отдельно, из-за ограниченного объема статьи, исправленный на вклад токов магнитопаузы индекс Dst *, который, как правило, повторяет временнóй ход Dst. Как показано в работе [Yermolaev et al., 2010], результаты по динамике параметров не обнаруживают заметных различий при использовании Dst и Dst *, хотя и отличаются по величине.

Данные о длительностях главных фаз каждой группы бурь обрабатывались МНЭ с двумя опорными моментами: временем начала главной фазы, за которое принималась часовая точка (в UT), соответствующая началу резкого понижения индекса Dst (время t0 = 0), и час, когда индекс Dst достигал минимального значения Dstmin (время t = tm). За нормализованную длительность главной фазы бури была принята минимальная средняя длительность 〈ΔT〉 из табл. 1, т.е. 8 ч (и, следовательно, в нашем анализе время tm = 7). Первая и последняя 1 ч точки всех временны́х рядов данных совмещались, а интервал между временами t0 и tm подразделялся на 7 подинтервалов с равной 1 ч длительностью. Для временны́х рядов, более длинных, чем 8 ч, временнáя шкала сжималась до 8 ч, а в рядах короче 8 ч временнáя шкала растягивалась. Физически проведенная процедура означает, что для реальных данных временнáя шкала в интервале времен t0 = 0 и tm = 7 изменялась линейным образом. Временны́е шкалы для данных до момента t0 = 0 (длительностью 12 ч) и после момента tm = 7 (длительностью 24 ч) оставались неизменными. Преимуществом использования двойного МНЭ является возможность сравнения общей (усредненной) динамики магнитосферных и межпланетных параметров в течение магнитных бурь, имеющих разные длительности. Необходимо отметить, что, так как используемый метод предполагает определенные допущения, можно говорить лишь о тенденциях в тех или иных временны́х вариациях исследуемых параметров.

Таблица 1.  

Средние значения (со стандартными отклонениями) индекса 〈|Dstmin|〉, длительности главной фазы бури 〈ΔT〉, скорости роста главной фазы 〈|ΔDst|/ΔT〉 для бурь, инициированных 4-мя разными межпланетными источниками, и для всех бурь

Тип СВ Число событий 〈|Dstmin|〉, нТл 〈ΔT〉, ч 〈|ΔDst|/ΔT〉, нТл/ч
CIR 74 80.9 ± 37.7 9.2 ± 3.5 9.7 ± 5.4
Sheath 43 120.2 ± 82.8 8.3 ± 3.6 17.6 ± 14.5
MC 31 98.3 ± 29.7 11.1 ± 3.0 10.1 ± 8.3
Ejecta 33 76.7 ± 20.7 11.8 ± 5.4 6.9 ± 4.2
Все 181 92.5 ± 52.2 9.8 ± 4.2 11.1 ± 9.6

3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

Результаты анализа представлены на рис. 1–6 и в табл. 1–2. Рисунки 1–5 имеют одинаковый формат и показывают усредненную динамику, соответственно, индекса Dst, скорости инжекции энергии в кольцевой ток Q и интеграла электрического поля СВ sumEy, индексов PC, AE и аp в течение магнитных бурь с разными межпланетными источниками (сверху вниз: CIR, Sheath , MC и Ejecta). За исключением рис. 1а, где на левой панели приведены индивидуальные распределения Dst для всех бурь каждой группы, на остальных панелях рис. 1–5 сплошной жирной линией показано распределение одного индекса для каждой группы бурь, а сплошной тонкой линией – его значения, полученные для всех бурь независимо от их межпланетного источника (“средней” бури). Вертикальные отрезки показывают среднеквадратичное отклонение. По осям абсцисс приведено время эпохи, которое начинается за 12 ч до начала главной фазы бури и заканчивается через 24 ч после ее окончания, с нулевым моментом в начале нормализованной главной фазы. Вертикальные пунктирные линии показывают интервал главной фазы бури с момента t0 = 0 до tm = 7. Рисунок 6 имеет несколько отличный формат, который будет описан ниже.

Рис. 1.

Временны́е профили индекса Dst после применения двойного МНЭ для групп бурь, инициированных CIR, Sheath (Sh), MC и Ejecta (Ej) (а); то же для “усредненной” бури (б) каждого источника (сплошная жирная линия), и группы из всех бурь, независимо от их источника (сплошная тонкая линия). Вертикальные пунктирные линии показывают моменты начала и окончания главной фазы бури.

Рис. 2.

Усредненные временны́е профили скорости инжекции энергии в кольцевой ток Q при постоянной распада τ = = 4 ч (а) и τ = 8 ч (б) для магнитных бурь, инициированных разными источниками: CIR, Sheath (Sh), MC, Ejecta (Ej) (сплошная жирная линия), и для всех бурь (сплошная тонкая линия).

Рис. 3.

То же, что на рис. 2, для интеграла электрического поля sumEy. Справа на панели указаны минимальные значения Dstmin для каждой группы бурь.

Рис. 4.

То же, что на рис. 2, для индекса полярной шапки PC (а) и аврорального индекса AE (б).

Рис. 5.

То же, что на рис. 2, для индекса аp.

Рис. 6.

Динамика усредненных значений 10 параметров СВ (указаны на панелях слева) для бурь с источниками CIR (сплошная жирная линия), Sheath(Sh) (линия с кружками), MC (линия со звездочками) и Ejecta (Ej) (линия с ромбами) и средних для всех бурь (штриховая линия).

Таблица 2.  

Средние значения (со стандартными отклонениями) параметров СВ для четырех групп выбранных событий (CIR, Sheath, MC и Ejecta) в начальный момент эпохи t = t0 и момент максимума главной фазы t = tm

Тип СВ CIR Sheath MC Ejecta
параметр/ отклонение t = t0 t = tm t = t0 t = tm t = t0 t = tm t = t0 t = tm
〈B〉/sB, нТл 10.7 ± 4.3 10.1 ± 4.8 12.4 ± 5.5 14.3 ± 9.2 12.8 ± 5.0 12.9 ± 4.9 8.2 ± 3.1 9.7 ± 2.9
〈Bx〉/sBx, нТл 0.6 ± 4.9 1.8 ± 5.8 2.3 ± 4.9 –0.2 ± 8.2 0.0 ± 5.5 0.8 ± 6.3 1.0 ± 3.4 1.0 ± 3.6
〈By〉/sBy, нТл –0.5 ± 7.7 –0.8 ± 7.4 2.8 ± 9.1 1.4 ± 12.3 0.4 ± 9.3 –0.2 ± 7.3 –0.6 ± 6.2 0.3 ± 5.5
〈Bz〉/sBz, нТл –4.3 ± 5.6 –2.0 ± 5.5 –4.4 ± 6.7 –2.5 ± 7.7 –5.5 ± 6.5 –8.5 ± 4.9 –3.4 ± 3.4 –6.8 ± 3.1
〈n〉/sn, см–3 22.5 ± 13.3 9.6 ± 5.8 21.4 ± 11.3 11.2 ± 7.9 15.6 ± 10.0 8.5 ± 4.8 9. ± 87.2 8.7 ± 4.2
〈V〉/sV, км/c 425.1 ± 81.1 511.2 ± 100.0 504.8 ± 137.4 540.7 ± 135.4 446.6 ± 110.6 426.3 ± 91.1 425.7 ± 68.5 421.8 ± 70.2
〈Pd〉/sPd, нПа 7.4 ± 4.1 4.7 ± 2.7 11.4 ± 9.4 6.8 ± 6.9 6.2 ± 5.1 2.9 ± 1.9 3.5 ± 2.7 2.9 ± 1.3
〈Ey〉/sEy, мВ/м 1.9 ± 2.7 1.1 ± 2.6 2.3 ± 4.4 1.3 ± 4.5 2.4 ± 3.1 3.5 ± 2.2 1.3 ± 1.5 2.8 ± 1.3
〈σB〉/sσB, нТл 6.3 ± 4.6 5.7 ± 3.0 9.7 ± 6.6 6.7 ± 6.0 3.7 ± 2.8 2.9 ± 1.8 3.0 ± 2.6 2.7 ± 2.3
〈σBz〉/sσBz, нТл 4.1 ± 2.6 4.1 ± 2.6 6.4 ± 4.6 4.5 ± 4.1 2.1 ± 2.1 1.6 ± 1.4 1.9 ± 1.8 1.4 ± 1.1

3.1. Средние характеристики магнитных бурь

Средние характеристики отобранных магнитных бурь представлены в табл. 1. Из нее следует, что средние длительности главных фаз магнитных бурь 〈ΔT〉 в отобранных группах изменяются в интервале от 8.3 ч для Sheath до 11.8 ч для Ejecta, что несколько выше полученных в работах [Николаева и др., 2012а, б] по данным за 1976–2000 г., но вполне согласуется со значением ~10 ч, приведенным в работе [Gonzales and Echer, 2005]. Вероятно, такое расхождение в значениях обусловлено различиями в выборках данных, связанных с методикой отбора бурь и их источников, а также с анализируемыми интервалами времени. Различия для CIR, Sheath и ICME лежат в пределах среднеквадратичного разброса σ(ΔT), но близки или меньше статистической ошибки σ(ΔT)/√N (где N – число событий). Ни в одной группе бурь не было обнаружено зависимости ΔT от интенсивности бури в отличие от работы [Yokoyama and Kamide, 1997] и в согласии с выводами, полученными в работе [Vichare et al., 2005].

Из таблицы 1 следует также, что наибольшие по модулю значения Dst-индекса и скорости его понижения на главной фазе 〈|ΔDst|/ΔT〉 характерны для Sheath-бурь, а наименьшие для Ejecta-бурь. Это наблюдение не противоречит общеизвестному факту, что “наибольшие бури генерировались магнитными облаками”, так как экстремальные бури, как правило, имеют сложный многоступенчатый характер и инициируются комплексами в СВ, включающими ударную волну, Sheath и магнитное облако, или несколькими такими комплексами, взаимодействующими между собой [Ермолаев и др., 2017]. В данной работе такие случаи были исключены из рассмотрения.

3.2. Усредненные временны́е профили индекса Dst, скорости инжекции Q и интеграла электрического поля Ey (sumEy)

3.2.1. Усредненные временны́е профили индекса Dst для всех бурь, отобранных в группы по их межпланетным источникам, приведены на рис. 1а. Результат обработки этих бурь двойным МНЭ представлен на рис. 1б, из которого можно видеть, что, в среднем, интенсивность (модуль минимального значения Dstmin) бурь, индуцированных событиями Sheath, выше средних значений, полученных для всех бурь, а интенсивность бурь, индуцированных Ejecta-событиями, наоборот, ниже средних значений. CIR- и MC-бури имеют интенсивности, близкие к средней. Аналогичный результат для Sheath-бурь был получен в работах [Ермолаев и др., 2010, 2011; Yermolaev et al., 2010, Николаева и др., 2017], однако в них самый слабый отклик в Dst-индексе был получен для MC-, а не для Ejecta-бурь. Возможно, это связано с разными наборами бурь, которые были отобраны для анализа. На основании рис. 1б можно также предположить, что для областей сжатия Sheath и CIR значения интенсивности бурь имеют более высокий разброс, чем для ICME. Таким образом, проведенный расчет подтверждает полученный ранее на данных за 1976–2000 гг. вывод, что Sheath-события являются самостоятельными, не связанными с собственно ICME, источниками интенсивных магнитных бурь[Ермолаев и др., 2010, 2011; Yermolaev et al., 2010].

3.2.2. Из вариаций Dst-индекса можно провести оценку скорости инжекции энергии в кольцевой ток Q, с точностью до нормировочного множителя, основываясь на уравнении баланса инжекции и диссипации энергии в кольцевой ток [Burton et al., 1975; Yakoyama and Kamide, 1997]:

(1)
${{dE} \mathord{\left/ {\vphantom {{dE} {dt}}} \right. \kern-0em} {dt}} = Q(t)--{E \mathord{\left/ {\vphantom {E \tau }} \right. \kern-0em} \tau },$
где E – энергия кольцевого тока, которая, согласно соотношения Десслера–Паркера–Скопке [Dessler and Parker, 1959; Sckopke, 1966], пропорциональна Dst, а τ – постоянная распада кольцевого тока. Из (1) следует выражение для скорости инжекции:
(2)
$Q(t) = {{\Delta Dst} \mathord{\left/ {\vphantom {{\Delta Dst} {\Delta t}}} \right. \kern-0em} {\Delta t}} + {{Dst} \mathord{\left/ {\vphantom {{Dst} \tau }} \right. \kern-0em} \tau },$
где ΔDst равно изменению Dst в единичном временнóм интервале Δt, равному в данном случае 1 ч. Из (2) получается выражение для оценки Q:

(3)
$Q({{t}_{i}}) = {{\left[ {Dst({{t}_{{i + 1}}}) - Dst({{t}_{i}})} \right]} \mathord{\left/ {\vphantom {{\left[ {Dst({{t}_{{i + 1}}}) - Dst({{t}_{i}})} \right]} {\left( {{{t}_{{i + 1}}} - {{t}_{i}}} \right)}}} \right. \kern-0em} {\left( {{{t}_{{i + 1}}} - {{t}_{i}}} \right)}} + {{Dst({{t}_{i}})} \mathord{\left/ {\vphantom {{Dst({{t}_{i}})} \tau }} \right. \kern-0em} \tau }.$

В общем случае величина τ изменяется в течение бури, однако на главной фазе можно принять ее постоянной [Yokoyama and Kamide, 1997]. С использованием (3) были получены усредненные временны́е профили Q, представленные на рис. 2 для τ = 4 ч (слева) и для τ = 8 ч (справа) для бурь, индуцированных разными событиями в СВ, и для группы из всех бурь. Величина Q, приведенная на рис. 2, имеет отрицательные значения, так как вычисляется из значений Dst. Полученные для двух разных τ распределения Q имеют похожий двухступенчатый характер, наименее ярко выраженный для более интенсивных Sheath-бурь. Однако имеются и некоторые различия: значения Q при τ = 8 ч приблизительно на 25% ниже по модулю, чем для τ = 4 ч, при этом с ростом τ становится более выраженным первый пик в распределении Q. Второй пик в распределении Q возрастает с ростом интенсивности бури и имеет максимальные значения для наиболее интенсивной усредненной Sheath-бури и минимальные для Ejecta-бури. Наличие второго пика означает, что скорость поступления энергии в кольцевой ток возрастает перед точкой Dstmin. Это возрастание носит кратковременный характер для CIR-, MC- и Ejecta-бурь и более растянуто во времени (~3 ч) для Sheath-бурь. При этом поступление энергии в кольцевой ток начинается за ~1 ч до начала главной фазы и заканчивается также за ~1 ч до ее окончания во время Sheath-бурь, в то время как для остальных трех групп бурь этот интервал составляет ~2 ч. Аналогичные оценки Q для бурь различных интенсивностей проводились в работе [Yokoyama and Kamide, 1997], в которой также был получен двухступенчатый характер распределения Q для разных τ, уменьшение Q с увеличением τ и возрастание второго пика с ростом интенсивности бури. Однако, так как в вышеупомянутой работе не проводилось разделения бурь по их межпланетным источникам, то более подробное сравнение результатов двух работ затруднительно. Полученные временны́е профили Q показывают их различие для бурь от разных источников и свидетельствуют о более интенсивном и длительном поступлении энергии в кольцевой ток в конце главной фазы бурь, индуцированных Sheath-событиями в СВ.

3.2.3. На рисунке 3 показаны усредненные временны́е профили, полученные для интеграла электрического поля sumEy за время главной фазы бури. Интеграл знакопеременной величины Ey до момента t = t0 и после момента t = tm имеет значения, близкие к нулю. После поворота Bz ММП к югу она становится отрицательной и модуль ее (с отрицательными абсолютными значениями) растет пропорционально значению индекса Dst. Аналогичный результат получен в работе [Ермолаев и др., 2010], где было указано, что такой ход индекса Dst предполагает, что процесс генерации бури не просто связан с текущим значением Ey, а обладает памятью о предыстории. Если сопоставить значения Dstmin из табл. 1 (они также приведены на рис. 3 справа) и значения sumEy на рис. 3, то можно увидеть, что коэффициенты пропорциональности между Dstmin и sumEy для Sheath- и CIR-бурь приблизительно в полтора раза выше, чем для MC- и Ejecta-бурь. То есть на равные возрастания sumEy отклик в Dst в полтора раза больше для Sheath- и CIR-бурь по сравнению с бурями, инициированными MC и Ejecta. Это свидетельствует в пользу того, что Sheath-области являются самостоятельными, более геоэффективными межпланетными источниками магнитных бурь по сравнению с ICME, которым они предшествуют. Полученные результаты согласуются с выводами работ [Николаева и др., 2012а, 2017], выполненными по данным за 1976–2000 гг.

3.3. Усредненные временны́е профили индексов PC и AE

3.3.1. Усредненные временны́е профили индекса полярной шапки PC приведены на левой панели рис. 4, из которого следует, что они значительно различаются для бурь с разными источниками как по абсолютным значениям, так и по временнóй динамике. Высокие абсолютные значения PC-индекса очень кратковременно наблюдаются при MC-бурях (до ~6 мВ/м) и Ejecta-бурях (до ~5 мВ/м). Для CIR-событий характерны более низкие значения PC-индекса (~4 мВ/м и меньше). В отличие от них во время Sheath-бурь высокие значения PC-индекса (до ~5 мВ/м) сохраняются в течение почти всей главной фазы. Возрастание PC-индекса во время Sheath-бурь начинается приблизительно за ~2 ч, а во время остальных групп бурь за ~1 ч, до начала главной фазы бури и для Sheath-событий остается на высоком уровне до начала спада также за ~1–2 ч до окончания главной фазы. В трех остальных группах бурь PC-индекс резко возрастает во второй половине главной фазы и также резко спадает за ~2 ч до ее окончания, что говорит о кратковременном характере возрастания активности в полярной шапке. PC-индекс является индикатором поступления энергии СВ в полярные области магнитосферы [Troshichev and Sormakov, 2017] и интенсивности электрического поля, генерируемого при взаимодействии СВ с магнитосферой, и его возрастание свидетельствует об усилении трансполярного тока, связанного с двух-вихревой системой конвекции DP2. Таким образом, полученные временны́е профили индекса PC свидетельствуют о том, что при бурях, индуцированными разными межпланетными источниками, геомагнитная активность в полярной шапке различается. Во время Sheath-бурь, она возрастает до начала главной фазы и сохраняется на высоком уровне до ее окончания. Во время MC- и Ejecta-индуцированных бурь она усиливается кратковременно (в течение ~1–2 ч) во второй половине главной фазы. Во время бурь, вызванных CIR-событиями, наблюдается самое слабое кратковременное усиление активности в полярной зоне.

Связь PC-индекса с 30 мин индексом SymH в периоды бурь, разделенных на “классические” и “пульсирующие” (CME или CIR-индуцированные), а также “композитные” (индуцированные комплексами CME/CIR), анализировалась в работе [Troshichev and Sormakov, 2017] с применением МНЭ с нулевым моментом времени в минимуме SymH. Было показано, что независимо от интенсивности и категории бурь, понижение SymH начинается после возрастания PC-индекса до значений ~1.5 мВ/м за время ΔT ~ 1 ± 0.5 ч (что согласуется с нашими результатами, полученными для Dst-индекса), а в “классических” бурях после начала главной фазы PC-индекс либо возрастает кратковременно (до значений ~10 мВ/м) за ~2–3 ч до SymHmin с последующим резким спадом, либо после подъема длительно держится на высоком уровне (>4 мВ/м) почти в течение всей главной фазы. Так как “классические” бури в указанной работе не подразделялись на Sheath- и MC-индуцированные, как в нашем анализе, а рассматривались в одной группе, можно заключить, что полученные результаты не противоречат нашему выводу о существенном различии в динамике PC-индекса во время MC- и Sheath-бурь.

3.3.2. Усредненная динамика индекса AE приведена на правой панели рис. 4, из которого следует, что она отличается от динамики PC-индекса. Значения AE незначительно превышают средний уровень для Sheath- и MC-событий (максимальные абсолютные значения ≥800 нТл) и близки к средним во время Ejecta- и CIR-бурь (≤750 нТл). Временны́е профили индекса AE имеют похожий вид для всех групп бурь: начало роста за ~0.5–1 ч до начала главной фазы (для Sheath-бурь за ~2 ч), достижения максимума приблизительно за ~1 ч до ее окончания для CIR- и Ejecta-бурь и за ~2 ч для Sheath- и MC-бурь, с последующим постепенным спадом к добуревым значениям через 2–3 ч после начала фазы восстановления. Эти выводы подтверждают результаты, полученные для AE-индекса в работе [Yermolaev et al., 2010] с использованием данных за 1976–2000 гг., что позволяет сделать вывод об устойчивости результатов к выборке данных.

3.4. Усредненная динамика индекса аp

Усредненные временны́е профили среднеширотного индекса аp для всех групп бурь представлены на рис. 5. Аналогично Dst абсолютные значения аp-индекса для Sheath-событий значительно выше средних и составляют ≥100 нТл в максимуме. Для Ejecta-событий они существенно ниже средних (~50 нТл в максимуме) и близки к средним для CIR- и MC-бурь (~75 нТл в максимуме). Временнóй ход аp-индекса различается для бурь разных групп. Значения аp-индекса начинают возрастать за ~2–3 ч до момента t0, достигая максимума за ~2 ч до момента Dstmin при Sheath-бурях и в максимум бури при CIR-, MC- и Ejecta-бурях. Нарастание аp в Sheath-событиях происходит очень резко и еще до начала главной фазы аp достигает уровня значений, характерных для максимума средней бури (~75 нТл), а после начала главной фазы темп нарастания аp снижается. Понижение аp-индекса начинается до момента окончания главной фазы. Для остальных трех групп бурь временны́е профили аp подобны и характеризуются плавным монотонным возрастанием в течение главной фазы и последующим плавным спадом после ее окончания. Учитывая, что максимум аp индекса в Sheath-событиях, аналогично максимуму AE, достигается на 1–2 ч раньше Dstmin, (и максимума в остальных группах бурь), можно предположить, что во время таких событий существенный вклад в среднеширотную и экваториальную активность вносят субавроральные токи, которые усиливаются до начала главной фазы бури. Динамика индекса аp была проанализирована с применением двойного МНЭ, по-видимому, впервые, и полученные результаты показывают, что динамика этого индекса различна при развитии бурь с разными межпланетными источниками.

3.5. Средние временны́е профили параметров плазмы и ММП

Усредненные временны́е вариации 10 параметров СВ, включающих модуль B, составляющие Bx, By, Bz и вариабельности (уровни флуктуаций) σB, σBz ММП, концентрацию n, потоковую скорость V, динамическое давление Pd и электрическое поле СВ Ey, представлены на рис. 6 для 4-х групп бурь и средней бури. На каждой панели, слева и справа, представлено по пять параметров СВ в виде графиков, содержащих пять кривых для CIR-, Sheath-, MC-, Ejecta- и средней бурь. Среднеквадратичные отклонения на рис. 6 не указаны из-за перегруженности графиков и представлены в табл. 2 для моментов t = t0 и t = tm. Из рисунка 6 следует, что вариации By и Bx ММП имеют неупорядоченный характер с амплитудами в несколько нТл, при этом амплитуды вариаций By возрастают в начале главной фазы бури и остаются высокими до ее окончания. Составляющая Bz за ~2–3 ч до начала главной фазы поворачивается к югу, возрастая до середины главной фазы, а затем, за ~2–3 ч до ее окончания, начинает уменьшаться, при этом в Sheath- и CIR-событиях ее снижение имеет более крутой характер. В целом, для Sheath- и MC-событий модули значения Bz выше средних, а для CIR и Ejecta ниже. В MC- и Ejecta-событиях наблюдается двухпиковое распределение Bz в течение главной фазы (что было отмечено в [Yokoyama and Kamida, 1997]). Уровень флуктуаций σB и σBz ММП значительно выше среднего уровня для Sheath- и CIR-событий (при этом их рост начинается до начала главной фазы), и существенно ниже для MC и Ejecta. Значения модуля B изменяются похожим образом для всех групп бурь, постепенно нарастая в первой половине главной фазы бури и спадая к ее окончанию. Для Sheath и MC они в полтора раза выше, чем для CIR и Ejecta. Значения концентрации плазмы n возрастают к началу главной фазы, а затем медленно спадают к ее окончанию в Sheath- и CIR- событиях, оставаясь выше средних значений. В МС возрастание n начинается задолго до начала бури и резко спадает после начала главной фазы. Значения n на главных фазах MC- и Ejecta- бурь в 2–3 раза ниже средних. Скорость плазмы V в Sheath-событиях резко возрастает к началу главной фазы и сохраняет высокие значения надолго после ее окончания. Скорость в CIR- событиях начинает возрастать с началом главной фазы бури, достигает максимальных значений к ее окончанию и продолжает оставаться высокой. В событиях MC и Ejecta V на протяжении всей бури имеет значения ниже среднего. Динамическое давление Pd изменяется подобно n, однако относительное ее превышение над средними значениями в Sheath-событиях обусловлено вкладом V. Электрическое поле Ey следует за вариациями Bz ММП (с противоположным знаком), показывая значения для Sheath и MC выше средних, а для CIR и Ejecta ниже средних. Таким образом, динамика и значения основных параметров ММП и плазмы СВ значительно различаются при бурях, индуцированных разными межпланетными источниками. Полученные временны́е профили этих параметров находятся в хорошем согласии с полученными в работах [Yermolaev et al., 2010; Ермолаев и др., 2011] по данным за 1976–2000 гг.

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В работе проведен анализ 181 магнитной бури c Dstmin < –50 нТл и их межпланетных источников, наблюдаемых за 1995–2017 гг., с использованием двойного МНЭ с опорными временами в моменты начала главной фазы бури и минимума Dstmin. В качестве источников магнитных бурь рассматривались следующие крупномасштабные типы солнечного ветра: CIR (43 события); Sheath перед MC и Ejecta, объединенные в одну группу (43 события); MC (31 событие) и Ejecta (33 события). В результате проведенного анализа получены следующие результаты.

1. Наиболее эффективная генерация магнитной бури с самым крутым понижением Dst имеет место для бурь, индуцированных Sheath-событиями в СВ, а скорость понижения индекса Dst в ходе главной фазы бури происходит пропорционально интегралу Ey (sumEy), что подтверждает выводы работ [Николаева и др., 2017; Yermolaev et al., 2010; Ермолаев и др., 2011], выполненных на данных 1976–2000 гг. Результаты вышеуказанных работ подтверждает и полученная нами для разных групп бурь динамика индекса АЕ и интеграла sumEy, а также параметров ММП и плазмы СВ. Такой вывод свидетельствует об устойчивости результата анализа к выборке данных. Показано, что самый слабый отклик в индексе Dst характерен для Ejecta- событий в СВ, а коэффициент пропорциональности между скоростью роста Dst индекса и величиной sumEy различно для бурь, индуцированных разными межпланетными источниками.

2. Существуют заметные различия в динамике среднеширотного индекса геомагнитной активности аp для бурь, индуцированных разными межпланетными источниками: максимальные значения аp-индекса при Sheath-бурях имеют место за ~2 ч до Dstmin и в два раза превышают средние значения, в то время как в остальных группах бурь максимум аp совпадает с Dstmin и имеет значения близкие к средним для CIR- и MC-бурь и в два раза меньше средних для Ejecta-бурь. Такая динамика аp-индекса означает, что во время Sheath-бурь существенный вклад в среднеширотную и экваториальную активность вносят субавроральные токи, усиливающиеся до начала главной фазы бури.

3. Динамика индекса полярной шапки PC имеет значительные различия при бурях, индуцированных разными межпланетными источниками: во время Sheath-бурь значения РС резко возрастают за ~2 ч до начала главной фазы бури и остаются на высоком уровне в течение почти всей главной фазы, а при CIR-, MC- и Ejecta-бурях он начинает возрастать за ~1 ч до начала главной фазы и имеет только кратковременное ~1–2 ч усиление во второй половине главной фазы бури. Такая динамика PC-индекса свидетельствует о длительном, в течении почти всей главной фазы, усилении трансполярной конвекции при Sheath-бурях и только кратковременном усилении полярных токов при бурях остальных трех групп.

4. Оценка скорости инжекции энергии в кольцевой ток Q имеет двухступенчатый характер для всех бурь (аналогичный вывод был получен в работе [Yakoyama and Kamide, 1997] для бурь, независимо от их источника), однако ее динамика отличается для бурь, индуцированных разными межпланетными источниками: для Sheath-бурь наблюдается минимальный первый пик и максимальный и длительный второй пик в распределении Q, что означает, что поступление энергии в кольцевой ток не замедляется с началом развития главной фазы, и усиливается к ее окончанию в течение длительного времени (~3 ч), в то время как для CIR-, MC- и Ejecta-бурь наблюдается замедление поступления энергии в кольцевой ток в начале главной фазы, а ее ускорение перед Dstmin носит кратковременный характер по сравнению с Sheath-бурями.

Полученные результаты показывают, что использованный двойной МНЭ может быть успешно использован для изучения магнитных бурь, имеющих различные длительности главной и восстановительной фаз, и могут оказаться полезными при on-line прогнозе магнитосферных индексов и геомагнитной обстановки на разных широтах на основе измерений межпланетных параметров.

Список литературы

  1. – Дремухина Л.А., Лодкина И.Г., Ермолаев Ю.И. Статистическое исследование воздействия солнечного ветра разных типов на генерацию магнитных бурь в период 1995–2016 гг. // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 58. № 6. С. 768–775. 2018.https://doi.org/10.1134/S0016794018060032

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

  3. – Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г., Николаева Н.С., Ермолаев М.Ю. Статистическое исследование влияния межпланетных условий на геомагнитные бури // Космич. исслед. Т. 48. № 6. С. 499–515. 2010.

  4. – Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г., Николаева Н.С., Ермолаев М.Ю. Статистическое исследование влияния межпланетных условий на геомагнитные бури. 2. Вариации параметров // Космич. исслед. Т. 49. № 1. С. 24–37. 2011.

  5. – Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г., Николаева Н.С., Ермолаев М.Ю., Рязанцева М.О. Некоторые вопросы идентификации крупномасштабных типов солнечного ветра и их роли в физике магнитосферы // Космич. исслед. Т. 55. № 3. С. 189–200. 2017.https://doi.org/10.7868/S0023420617030025

  6. – Николаева Н.С., Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г. Зависимость геомагнитной активности во время магнитных бурь от параметров солнечного ветра для разных типов течений. 2. Главная фаза бури // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 52. № 1. С. 31–40. 2012а.

  7. – Николаева Н.С., Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г. Зависимость геомагнитной активности во время магнитных бурь от параметров солнечного ветра для разных типов течений. 3. Развитие бури // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 52. № 1. С. 41–52. 2012б.

  8. – Николаева Н.С., Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г. Зависит ли генерация магнитной бури от типа солнечного ветра? // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 57. № 25. С. 555–561. 2017.

  9. – Akasofu S.-I. The development of magnetic storms without a preceding enhancement of the solar plasma pressure// Planet. Space. Sci. V. 13. P. 297–301. 1965.

  10. – Akasofu S.-I. Solar-wind disturbances and the solar wind-magnetosphere energy coupling function // Solar Space Sci. Rev. V. 34. P. 173–183. 1983.

  11. – Borovsky J.E., Denton M.H. Differences between CME-Driven Storms and CIR-Driven Storms // J. Geophys. Res. V. 28. P. 121–190. 2006.

  12. – Boroyev R.N. Relationship between substorm activity and the interplanetary medium parameters during the main phase of strong magnetic field // Adv. Space Res. V. 63. P. 300–308. 2019.

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

  14. – Burton R.K., McPherron R.L., Russell C.T. An empirical relationship between interplanetary conditions and Dst // J. Geophys. Res. V. 80. P. 4204–4214. 1975.

  15. – Dessler A.J., Parker E.N. Hydromagnetic theory of geomagnetic storms // J. Geophys. Res. V. 64. P. 2239–2252. 1959.

  16. – Dungey J.W. Interplanetary magnetic field and the auroral zone // Phys. Rev. Lett. № 6. P. 47–48. 1961.

  17. – Gonzalez W.D., Jozelyn J.A., Kamide Y. et al. What is a geomagnetic storm? // J. Geophys. Res. V. 899. № A4. P. 5771–5777. 1994.

  18. – Gonzalez W.D., Echer E. A study on the peak Dst and peak negative Bz relationship during intense geomagnetic storms // Geophys. Res. Lett. V. 32. L18103. 2005.https://doi.org/10.1029/2005GL023486

  19. – Ilie R., Liemohn M.W., Thomsen M.F. et al. Influence of epoch time selection on results of superposed epoch analysis using ACE and MPA data // J. Geophys. Res. V. 113. A00A14. 2008.https://doi.org/10.1029/200813241

  20. – 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). P. A02209. 2004.https://doi.org/10.1029/2004JA010804

  21. – Loewe C.A., Prolls G.V. Classification and mean behavior of magnetic storms // J. Geophys. Res. V. 102. P. 14 209. 1997.

  22. – Longden N., Denton M.H., Honary F. Particle precipitation during ICME-driven and CIR-driven geomagnetic storms // J. Geophys. Res. V. 113. A06205. 2008.https://doi.org/10.1029/2007JA012752

  23. – Perreault P., Akasofu S.-I. A study of geomagnetic storms // Geophys. J.R. Astr. Soc. V. 54. P. 547–573. 1978.https://doi.org/10.1111/j.1365-246X.1978.tb05494.x

  24. – Pulkkinen T.I., Partamies N., Huttunen K.E.J., Reeves G.D., Koskinen H.E.J. Differences in geomagnetic storms driven by magnetic clouds and ICME sheath regions // Geophys. Res. Lett. V. 34. L02105. 2007.https://doi.org/10.1029/2006GL027775

  25. – Russell C.T., McPherron R.L., Burton R.K. On the Cause of Magnetic Storms // J. Geophys. Res. V. 79. P. 1105–1109. 1974.

  26. – Russell C.T., Milligan T. The true dimensions of interplanetary coronal mass ejections // Adv. Space Res. V. 29. P. 301–306. 2002.

  27. – Sckopke N.A. A general relation between the energy of trapped particles and the distribution field near the Earth // J. Geophys. Res. V. 71. P. 3125–3130. 1966.

  28. – Taylor J.R., Lester M., Yeoman T.K. A superposed epoch analysis of geomagnetic storms // Ann. Geophys. V. 12. P. 612–624. 1994 .

  29. – Troshichev O.A., Andrezen V.G., Vennerstrom S., Friis-Christensen E. Magnetic activity in the polar cap – A new index // Planet. Space Sci. V. 36. H. 1095–1102. 1988.

  30. – Troshichev O.A., Sormakov D.A. PC index as a proxy of the solar wind energy that entered into themagnetosphere: 3. Development of magnetic storms // J. Atmos. Solar-Terr. Phys. 2017.https://doi.org/10.1016/j.jastp.2017.10.012

  31. – Turner N.E., Cramer W.D., Earles S.K., Emery B.A. Geoefficiency and energy partitioning in CIR-driven and CME-driven storms // J. Atmos. Solar-Terr. Phys. V. 71. P. 1023–1031. 2009.

  32. – Vichare G., Alex S., Lakhina G.S. Some characteristics of intense geomagnetic storms and their energy budget // J. Geophys. Res. V. 110. A03204. 2005.https://doi.org/10.1029/2004JA010418

  33. – Yermolaev Y.I., Nikolaeva N.S., Lodkina I.G., Yermolaev M.Y. Specific interplanetary conditions for CIR-induced, Sheath-induced, and ICME-induced geomagnetic storms obtained by double superposed epoch analysis // Ann. Geophys. V. 28. P. 2177–2186. 2010.

  34. – Yermolaev Y.I., Lodkina I.G., Nikolaeva N.S., Yermolaev M.Y. Influence of the interplanetary driver type on the durations of the main and recovery phases of magnetic storms // J. Geophys. Res. V. 119. № 10. P. 8126–8136. 2014.https://doi.org/10.1002/2014JA019826

  35. – Yermolaev Y.I., Lodkina I.G., Nikolaeva N.S., Yermolaev M.Y. Dynamics of large-scale solar wind streams obtained by the double superposed epoch analysis // J. Geophys. Res. V. 120. 2015.https://doi.org/10.1002/2015JA021274

  36. – Yermolaev Y.I., Lodkina I.G., Nikolaeva N.S. et al. Dynamics of Large-Scale Solar-Wind Streams Obtained by the Double Superposed Epoch Analysis: 2. Comparisons of CIRs vs. Sheaths and MCs vs. Ejecta // Solar Phys. V. 292. P. 193. 2017.https://doi.org/10.1007/s11207-017-1205-1

  37. – Yokoyama N., Kamide Y. Statistical nature of geomagnetic storms // J. Geophys. Res. V. 102. A7. P. 14 215–14 222. 1997.

  38. – Zhang J., Liemohn M.W., Kozira J.U., Thomsen M.F., Elliott H.A., Weygand J.M. A statistic comparison of solar wind sources of moderate and intense geomagnetic storms at solar minimum and maximum // J. Geophys. Res. V. 111. A01104. 2006.https://doi.org/10.1029/2005JA011065

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал