Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 5, стр. 625-627
Форбуш-понижения в шести последних солнечных циклах
А. А. Мелкумян 1, *, А. В. Белов 2, М. А. Абунина 2, А. А. Абунин 2, Е. А. Ерошенко 2, В. А. Оленева 2, В. Г. Янке 2
1 Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования
“Российский государственный университет нефти и газа (национальный исследовательский университет)
имени И.М. Губкина”
Москва, Россия
2 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт земного магнетизма,
ионосферы и распространения радиоволн имени Н.В. Пушкова
Москва, Россия
* E-mail: amelkumyan6@gmail.com
Поступила в редакцию 15.09.2018
После доработки 06.11.2018
Принята к публикации 28.01.2019
Аннотация
В данной работе мы сравниваем параметры форбуш-понижений (ФП) – величину, скорость понижения, анизотропию, продолжительность основной фазы – в солнечных циклах с 19-го по 24-й, а также в максимумах циклов 23 и 24 и минимуме между этими циклами. База данных форбуш-эффектов и межпланетных неоднородностей, созданная и поддерживаемая в ИЗМИРАН, дает возможность использовать статистические методы анализа данных. Полученные результаты показывают, что связь с солнечной цикличностью проявляется для всех параметров ФП; ФП в максимуме цикла 23 вызваны, в основном, межпланетными неоднородностями, связанными с корональными выбросами массы, а ФП в минимуме между циклами 23 и 24 – высокоскоростными потоками из корональных дыр.
ВВЕДЕНИЕ
Форбуш-понижением (ФП) называют изменение плотности и анизотропии космических лучей (КЛ) в крупномасштабных неоднородностях солнечного ветра [1–4]. ФП могут быть рекуррентные, вызванные высокоскоростными потоками из корональных дыр (Coronal Holes – CHs), или спорадические, вызванные межпланетными неоднородностями (Interplanetary Coronal Mass Ejections – ICMEs), связанными с корональными выбросами массы (Coronal Mass Ejections – CMEs). Как правило, во время ФП интенсивность КЛ относительно быстро убывает, а за понижением следует более медленное восстановление (в течение нескольких дней). В настоящей работе мы исследовали изменение ФП в течение длительного времени – с 1957 по 2015 г. Результаты исследований количества и величины ФП на разных интервалах этого периода представлены во многих работах [например, 4–6]. В работе [4] проводилось сравнение количества ФП разной величины (больше 3% и больше 5%) в солнечных циклах 19–23. В частности, было получено, что, хотя максимальное число солнечных пятен в 20 и 23-м циклах примерно одинаково, количество ФП в этих циклах отличается более чем в 2 раза, причем большие ФП в 23-м цикле появляются чаще, чем в любом другом цикле исследуемого периода. Особый интерес вызывает сравнение количества и величины ФП для различных фаз солнечной активности в двух последних солнечных циклах [7, 8]. Так, в работе [7] было показано, что 31% событий в 23-м цикле и только 17% событий в 24-м цикле имели амплитуду больше 3%. В настоящей работе представлены результаты исследования параметров ФП в солнечных циклах 19–24.
ДАННЫЕ О ФП И МЕТОДЫ
Мы использовали параметры ФП из базы данных форбуш-эффектов и межпланетных возмущений http://spaceweather.izmiran.ru/eng/dbs.html, созданной и поддерживаемой сотрудниками ИЗМИРАН. За величину ФП (AF) принималось максимальное значение вариации плотности КЛ, вычисленной методом глобальной съемки по данным мировой сети нейтронных мониторов для частиц с жесткостью 10 ГВ [9]. В качестве параметров ФП использовались также максимальные (за время события) значения модуля почасового уменьшения плотности КЛ (скорость понижения – |Dmin|) и экваториальной составляющей анизотропии КЛ (Axymax). Кроме того, использовались параметры, характеризующие временнóе развитие ФП, а именно, интервалы времени между началом возмущения и максимальным значением: вариации плотности КЛ (продолжительность основной фазы ФП – Tmin) и модуля почасового уменьшения плотности КЛ (${{T}_{{{{D}_{{\min }}}}}}$). Мы рассматривали две группы событий, выбранные из базы данных за период времени 1957–2015 гг.: все ФП (группа Full, 7021 событие) и изолированные, то есть, вызванные только одним источником, ФП (группа Sample, 4692 события). Внутри каждой группы выбирались события в разных солнечных циклах (подгруппы SC 19, …, SC 24), максимумах (Max 23 и Max 24) и последнем минимуме (Min 23–24) солнечной активности. Большое количество событий (данные приведены в таблице) позволило применять статистические методы анализа и обработки данных.
РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ
На рис. 1 показаны все ФП с 1957 по 2015 г. (7021 событие) с привязкой по годам, а на рис. 2 – ежегодные значения медианы распределения величины ФП за тот же период. На обоих рисунках проявляется связь величины ФП с изменениями солнечной активности. Из рис. 1 следует, что наибольшая изменчивость вариаций КЛ наблюдается в фазах максимума солнечной активности, видны резкие выбросы величины ФП, наблюдавшиеся в эти годы. Особенно интересна эта информация для 19-го цикла, когда еще не было наблюдений CMEs и данные по солнечному ветру отрывочны и недостаточно надежны, но ФП большой величины уверенно свидетельствуют о наличии мощных ICMEs. На рис. 2 видно, что медианные значения величины ФП в 1.5–2 раза выше в годы высокой солнечной активности, чем при низкой активности, причем самое большое значение отмечается в максимуме 19-го цикла (2.1%). Кроме того, из рис. 2 видно, что в последнем минимуме величина ФП упала ниже (0.9%), чем во время других минимумов, и это падение держалось дольше. Возможно ФП во время этого минимума вызваны, главным образом, высокоскоростными потоками из корональных дыр [10], и/или пониженное значение величины ФП – следствие уменьшения межпланетного магнитного поля, вызванного аномальным расширением CMEs [11].
В табл. 1 также представлены средние значения пяти параметров ФП для шести солнечных циклов, двух последних максимумов и минимума, а также рекуррентных (группа CH) и спорадических (группа CME) ФП (данные по двум последним группам взяты из работы [10]). Циклы 19 и 24 представлены не полностью, так как исследуемый период начинается с 1957-го и заканчивается 2015-м годом. Рассчитанное стандартное отклонение параметров в таблице не представлено, но учитывалось при интерпретации данных. Для полных циклов, представленных в таблице, самое большое количество ФП наблюдалось в цикле 23 (1430), самое маленькое – в цикле 20 (1222). Количество ФП в максимумах циклов 23 (513) и 24 (511) больше, чем в минимуме между циклами (425). Полученные результаты согласуются с работами [4, 7]. Результаты, представленные в таблице, показывают, что среднее значение длительности основной фазы ФП значимо меньше в максимумах циклов 23 (16.7 ч) и 24 (13.6 ч), чем в минимуме между циклами (21.2 ч). При этом длительность ФП в минимуме практически совпадает со значением для рекуррентных ФП (21.8 ч), а в максимуме цикла 23 – для спорадических ФП (16.1 ч). В максимуме цикла 23 величина ФП (2.41%) и скорость понижения (0.35%/ч) значимо больше, чем в последнем минимуме (соответственно, 1.96% и 0.26%/ч), причем скорость понижения в минимуме равна скорости понижения для группы CH. Таким образом, понижение плотности КЛ в событиях максимума цикла 23 и группы СМЕ развивается быстрее, и минимум ФП, более глубокий, достигается раньше, чем в событиях последнего минимума и группы СН. Что касается анизотропии КЛ, то наблюдается постепенное уменьшение средней анизотропии от 19-го цикла (1.44%) к 24-му (1.21%). Максимальное среднее значение анизотропии наблюдалось в максимуме цикла 23 (1.49%), минимальное – в последнем минимуме (0.95%). Полученные результаты подтверждают выдвинутую ранее гипотезу, что в последнем минимуме преобладают рекуррентные ФП, а в максимуме цикла 23 большая часть ФП имеет спорадический характер.
Таблица 1.
Интервал солнечной активности |
Количество ФП | Средние значения параметров | |||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Группа Full | Группа Sample | AF, % | |Dmin|, % ч–1 | Axymax,% | Tmin, ч | ${{T}_{{{{D}_{{\min }}}}}}$, ч | |
SC 19 | 954 | 594 | 2.28 | 0.53 | 1.44 | 18.4 | 16.2 |
SC 20 | 1222 | 899 | 1.93 | 0.35 | 1.32 | 21.0 | 14.9 |
SC 21 | 1321 | 843 | 1.94 | 0.31 | 1.26 | 17.5 | 14.4 |
SC 22 | 1269 | 775 | 2.05 | 0.34 | 1.24 | 18.0 | 13.9 |
SC 23 | 1430 | 946 | 1.95 | 0.32 | 1.24 | 18.7 | 14.9 |
SC 24 | 825 | 635 | 1.70 | 0.33 | 1.21 | 16.0 | 13.2 |
Max 23 | 513 | 341 | 2.41 | 0.35 | 1.49 | 16.7 | 14.5 |
Min 23–24 | 425 | 370 | 1.44 | 0.26 | 0.95 | 21.2 | 15.7 |
Max 24 | 511 | 372 | 1.96 | 0.38 | 1.34 | 13.9 | 14.7 |
Рекуррентные (CH) и спорадические (CME) форбуш-понижения | |||||||
CH | – | 350 | 1.15 | 0.26 | 1.02 | 21.8 | 16.9 |
CME | – | 207 | 2.14 | 0.42 | 1.67 | 16.1 | 9.5 |
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Связь с солнечной цикличностью проявляется для всех параметров ФП. В фазах максимума солнечной активности наблюдается наибольшая изменчивость и наибольшие медианные значения величины ФП. Анизотропия КЛ постепенно уменьшается от 19-го цикла к 24-му; в максимумах циклов 23 и 24 анизотропия значимо больше, чем в минимуме между циклами. Понижение плотности КЛ в максимумах циклов развивается быстрее и минимум ФП, более глубокий, достигается раньше, чем при низкой солнечной активности. Параметры ФП в максимуме цикла 23 близки к параметрам ФП спорадических событий, в минимуме между циклами 23 и 24 – к параметрам рекуррентных событий.
Авторы благодарны коллективам мировой сети станций космических лучей, обеспечивающим данные непрерывной регистрации нейтронной компоненты: http://cr0.izmiran.ru/ThankYou, http:// www.nmdb.eu/.
Список литературы
Forbush S.E. // Phys. Rev. 1937. V. 51. P. 1108.
Lockwood J.A. // Space Sci. Rev. 1971. V. 12. P. 685.
Iucci N., Parisi M., Storini M. et al. // Nuovo Cimento C. 1979. V. 2. P. 1.
Belov A. // Proc. IAU Symp. 2009. V. 257. P. 119.
Storini M., Massetti S., Antalova A. // Proc. 25th ICRC. (Durban, 1997). V. 1. P. 409.
Belov A.V., Buetikofer R., Eroshenko E.A. et al. // Proc. 29th ICRC. (Pune, 2005). P. 375.
Thakur N. // AGU Fall Meeting Proc. 2015. P. SH23A-2428.
Lingri D., Mavromichalaki H., Belov A. et al. // Sol. Phys. 2016. V. 291. P. 1025.
Belov A.V., Eroshenko E.A., Yanke et al. // Sol. Phys. 2018. V. 293. P. 68.
Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А. и др. // Геомагн. и аэрон. 2018. Т. 58. С. 163; Melkumyan A.A., Belov A.V., Abunina M.A. et al. // Geomagn. Aeron. 2018. V. 58. P. 154.
Gopalswamy N., Akiyama S., Yashiro S. et al. // Proc. 14th IIES (Alexandria, 2015). P. 1.
Дополнительные материалы отсутствуют.
Инструменты
Известия РАН. Серия физическая