Солнечно-земная
Физика

Абстракт

В настоящей статье мы продолжаем анализ влияния солнечных и межпланетных явлений на магнитосферные бури, начатый нами в работах [9,10]. В работе анализируются различные экспериментальные результаты по солнечно-земной физике и определяются эффекты, которые возникают из-за различий в используемых методах анализа данных. Обсуждаются сравнения классификаций магнитосферных бурь по Кр и Dst индексам, солнечных вспышек по оптическим и рентгеновским наблюдениям, а также различных геоэффективных межпланетных явлений. Показано, что количественные оценки связи двух типов явлений часто зависят от направления сопоставления типов явлений. В частности показано, что геоэффективность гало-СМЕ (т.е. какой процент от двигающихся к Земле выбросов корональной массы вызывает геомагнитные бури) составляет 40 -50%. Полученные в ряде работ более высокие значения определялись по иной методике, а именно: как вероятность найти среди СМЕ кандидатов на источник геомагнитных бурь, и строго говоря, эти величины не являются оценками геоэффективности. Последние результаты также находятся в противоречии с результатами двухэтапной трассировки событий: сначала буря - межпланетное возмущение, а затем межпланетное возмущение - СМЕ.

1. Введение

Геомагнитные возмущения возникают из-за резких изменений в существующей системе токов в магнитосфере и ионосфере Земли или возникновения новых токов. Такой перестройке токовых систем предшествует накопление энергии в магнитосфере под действием вариаций параметров межпланетной среды и прежде всего межпланетного магнитного поля (ММП). Существуют слабые полярные возмущения (суббури [11]) и сильные глобальные возмущения (магнитные бури [12, 13]) (см. также сборники [14, 15]). Мы будем в основном анализировать сильные глобальные возмущения магнитного поля, которые принято называть "магнитными бурями" и которые связаны в основном с усилением кольцевого тока Земли. Первоначально (с 1932 г.) глобальное возмущение магнитосферы описывалось 3-часовым Кр индексом, определяемым по показаниям ряда магнитосферных станций (см. таблицу 1.). Так как в дальнейшем будет показано, что магнитная буря связана в основном с кольцевым током, проходящим вблизи экватора, то Кр индекс, определяемый по среднеширотным станциям, оказывается неточным для описания магнитных бурь, и поэтому в 1957 г. возродился интерес к предложенному в 1919 г. Чэпменом Dst индексу (подробнее см. дискуссию в [16]), который определялся по экваториальным магнитным станциям (см. вторую часть таблицы 1). В ряде случаев используется так называемый скорректированный Dst индекс, который получается вычитанием из первоначального индекса той части, которая определяется токами на поверхности магнитопаузы и может быть вычислена по измеренному динамическому давлению Pdyn солнечного ветра:
     Dst(corr) = Dst +A Pdyn +B = Dst - (0.02 v n^1/2 - 20 нТ),
где v[км/с] - скорость и n[см^-3] - концентрация [17; 18]. Кроме упомянутых выше, для описания состояния магнитосферы используются и другие индексы, отличающиеся по географическому положению использованных станций и способу представления данных: АЕ, аа, Ар и другие [19].
В связи с тем, что использованная классификация магнитных бурь в различных работах отличалась как по виду индекса, так и по выбранным градациям силы бурь, то для сопоставления результатов работ необходимо найти количественную связь между бурями, определяемыми по различным индексам. Так как для построения индексов использовались разные наборы станций, то в индексы вошли отклики разных токовых систем магнитосферы/ионосферы, и, строго говоря, анализировались разные физические системы, приписываемые одному глобальному явлению - магнитной буре. В этом случае нельзя ожидать полного повторения поведения индексов во время одного и того же события (см. например, [20]), однако можно предположить, что при достаточной статистике можно найти корреляцию между различными индексами во время максимума магнитной бури.

Рис.1. Связь Dst и Kp индексов во время геомагнитных бурь в период 1976-2000 годов.

Такой анализ, например, был сделан для 1085 магнитных бурь за период 1957-1993 гг. [21], и результаты представлены в таблице 2. Так как мы анализировали данные за отличающийся период, мы повторили сравнение Dst и Kp индексов за период 1976-2000 гг. и получили сравнительно близкий результат. На рисунке 1 представлена зависимость минимума Dst индекса и максимума Kp индекса во время магнитных бурь. Видна хорошая корреляция между этими параметрами при достаточно большом разбросе относительно средней прямой, и линейная зависимость между ними (ограниченная значениями Dst от -60 до -200 нТ) описывается формулой Kp = - 0.023*Dst + 3.9, которая позволяет сопоставить события, классифицированные нами по Dst индексу с величиной Кр индекса: Dst = -60, -100 нТ соответствует Кр = 5+, 6+. В целом зависимость Кр индекса от Dst индекса во время магнитных бурь имеет явно нелинейный характер и должна проходить вблизи Кр = 0 при Dst =0, поэтому полученной нами формулой можно пользоваться только в указанном диапазоне значений Dst индекса. Используемая в ряде работ классификация по Кр индексу, в которых умеренные бури выбирались из условия Кр >5, в среднем соответствует бурям с Dst < -50 нТ, т.е. более слабым, чем были выбраны нами в предыдущих публикациях с Dst < -60 нТ [9, 10].

2. Межпланетные явления.

Классификация явлений в межпланетной среде началась с началом космической эры и переживает достаточно бурный период развития, когда с развитием наших представлений о физике солнечной короны и межпланетной среды быстрыми темпами происходит замещение одних понятий другими и появление новых. Мы не имеем возможности проследить полную историю этого процесса и вынуждены ограничиться лишь теми явлениями, которые необходимы для сопоставления последних результатов изучения взаимосвязей солнечных, межпланетных и магнитосферных возмущений.
Исторически сложилось так, что первоначально солнечный ветер был разделен на стационарный и нестационарный, при этом к стационарным типам течений относились быстрые и медленные, а к нестационарным - области взаимодействия разноскоростных течений (CIR) и течения, порождаемые активными процессами на Солнце - межпланетные ударные волны и "поршни" [22-24]. Передача энергии от солнечного ветра к магнитосфере происходит только при наличии компоненты межпланетного магнитного поля (ММП), параллельной магнитному диполю Земли, т.е. при отрицательной (южной) компоненте Bz ММП (см. например, [25; 26] и ссылки в них). Так как стационарные течения солнечного ветра содержат ММП, лежащее в основном в плоскости эклиптики, то их геоэффективность крайне низка, и поэтому в задачах передачи воздействия от Солнца к Земле основное внимание уделяется нестационарным явлениям в межпланетной среде.
Первоначально "поршни" были обнаружены по появлению некорротирующих (т.е. регистрирующихся не с периодом вращения Солнца - 27 дней) межпланетных ударных волн, для появления которых предполагалось наличие некоторого объема плазмы в короне или межпланетной среде, двигающегося со скоростью выше скорости окружающей среды. В настоящее время этот термин обычно заменяется на термины "магнитные облака (magnetic clouds)", "эжекты (ejecta)" и "межпланетные СМЕ (ICME)", при этом часто магнитные облака рассматриваются как частные случаи двух остальных, которые, по-видимому, могут рассматриваться как синонимы. Для идентификации этих явлений обычно предполагается выполнение некоторых условий (в достаточно разнообразных сочетаниях):

1. Плазма (ионная и электронная компоненты) холоднее окружающей среды,
2. Стабильное (с низким уровнем флуктуаций) и часто медленно вращающееся магнитное поле,
3. Низкое отношение теплового давления к магнитному (параметр ? < 1),
4. Высокое содержание альфа-частиц и других малых ионных составляющих солнечного ветра,
5. Наличие двунаправленных течений тепловых электронов,
6. Наличие двунаправленных течений энергичных (>20 кэВ) протонов,
7. Уменьшение величины потока энергичных (> 1 МэВ) ионов,
8. Наличие необычных ионизационных состояний тепловой плазмы солнечного ветра.

Если данные о магнитосферных индексах и явлениях в межпланетной среде получают путем измерения в точке наблюдения, то данные о солнечных явлениях - путем дистанционного зондирования (наземного или околоземного космического базирования) атмосферы Солнца в разных частотных диапазонах электромагнитных волн, при этом полученный сигнал является интегральной характеристикой по всей длине луча зрения.
Частота излучения связана с условиями в излучающем объеме плазмы и, вообще говоря, измерения, выполненные в разных частотных диапазонах, дают характеристики различных областей Солнца. Определение динамики (в том числе и пространственного движения) солнечного явления, особенно вдоль луча зрения, достаточно сложная и неоднозначная задача, так как при этом предполагается, что одни части явления, изменяющего свои характеристики и положение, наблюдаются одними приборами, другие части - другими, и эти измерения несколькими приборами могут быть использованы для исследования одного и того же явления.
Первоначально солнечные вспышки измерялись в оптическом диапазоне длин волн, и классификация вспышек была построена на основе оптических измерений [39], однако с началом космической эры был создан постоянный орбитальный контроль за Солнцем в рентгеновском диапазоне на спутниках серии GOES и сделана классификация на основе этих измерений (см. подробнее на сайте http://www.ngdc.noaa.gov/stp/GOES/goes.html).

Рис.2. Связь оптических и рентгеновских индексов во время солнечных вспышек в период 1976-2000 годов.

Оптическое и рентгеновское излучения образуются на разных стадиях в разных областях солнечной вспышки в результате разных процессов, поэтому классы вспышек, определяемые двумя способами, имеют в своей основе различные физические причины. Связь между оптическим и рентгеновским индексами солнечных вспышек для интервала 1976-2000 гг. показана на рисунке 2, на котором представлены вспышки, использованные для анализа в нашей работе [10] и отобранные по рентгеновскому индексу М5 и выше. Этот рисунок наглядно демонстрирует, что корреляция существует только в статистическом смысле, так как отдельные сильные события по оптическому индексу могут быть достаточно слабыми по рентгеновскому индексу и наоборот.

Рис.3. Гелиодолготное распределение геоэффективных солнечных вспышек по данным в период 1954-1976 годов [39] и 1976-2000 годов.

Еще более сложная процедура изучения движения гало-CME по измерениям межпланетной обсерватории SOHO: положение возмущения, которое рассматривается в качестве начала СМЕ, определяется на диске по измерениям в ультрафиолетовом диапазоне прибором ЕIT, а движение за пределами диска - в белом свете коронографом LASCO, у которого диафрагма закрывает (вырезает в поле зрения) область, равную размеру солнечного диска, при этом 2 разных частотных канала С2 и С3 позволяют исследовать плазму на расстояниях 2-6 и 3-32 солнечных радиусов, соответственно (см. [40] и сайт http://lasco-www.nrl.navy.mil). Таким образом, указанные два прибора измеряют излучение не только в разных диапазонах частот, но и в разных пространственных областях и в разное время. Это сопоставление очень важно для решения принципиального вопроса: движется ли гало-CME к Земле или от нее, но вопрос о том, на сколько эти два явления, измеряемые двумя приборами, связаны между собой, на наш взгляд, требует дальнейшего изучения.


4. Сопоставление различных явлений

Изложенное выше позволяет более критически оценить те взаимосвязи между солнечными, межпланетными и магнитосферными явлениями, которые были получены нами и другими исследователями. Кроме отмеченной выше неоднозначности сопоставления результатов, связанной с разными подходами при классификации событий, существует и неоднозначность, связанная с методикой сравнения двух классов явлений.
Если для анализа были выбраны два явления с выборкамиХ1 и Х2, а соответствие между выборками было установлено для числа явлений Х12, то под "эффективностью" процесса Х1 → Х2 обычно понимают отношение величин Х12/Х1, которое отличается от "эффективности" обратного процесса Х2 → Х1, равное Х21/Х2 = Х12/Х2, в силу того, что выборки Х1 и Х2 определяются по различным критериям и могут быть разной величины. Таким образом "эффективность", определяемая в разных работах, зависит от направления анализа процесса. Если принять во внимание, что иногда выборка Х2 не фиксируется до начала анализа, т.е. первоначально не оговорено правило (или критерии) отбора событий для выборки Х2, то неоднозначность определения "эффективности" процесса может дополнительно возрастать.
Так как в солнечно-земной физике исследуется процесс из 2 звеньев: Солнце -солнечный ветер и солнечный ветер-магнитосфера, то наличие данных о промежуточном звене может повысить надежность оценок для всей цепочки. Предположим, что имеются данные для выборок на Солнце X1 и Y1, в межпланетной среде Y2 и Z1 и в магнитосфере X2 и Z2, для которых были получены оценки "эффективности" процессов Х1 → Х2 равное Х12/Х1, Y1 → Y2 равное Y12/Y1 и Z1 → Z2 равное Z12/Z1. В этом случае естественно предположить, что "эффективность" полного процесса должна быть близкой к произведению "эффективностей" каждого из звеньев, т.е. Х12/Х1 = (Y12/Y1)( Z12/Z1). В частности это означает, "эффективность" полного процесса не может превосходить "эффективность" каждого из звеньев: Х12/Х1 ≤ Y12/Y1 и Х12/Х1≤ Z12/Z1.
Опубликованные работы содержат данные, достаточные для такого анализа, однако он сделан не был, и мы проведем его ниже.
Важно отметить, что под словом "геоэффективность" того или иного явления авторы часто понимают совершенно разные величины, полученные с помощью разных процедур. В строгом смысле этого слова, геоэффективность солнечного или межпланетного явления определяет процент того, какая часть из того или иного набора соответственно солнечных и межпланетных явлений привела к возникновению магнитных бурь, причем бурь определенного класса. Другими словами, необходимо сначала по определенному правилу отобрать солнечные или межпланетные явления, затем по заданному алгоритму исследовать каждое из этого списка явление с появлением бури. В качестве алгоритма сопоставления различных явлений берется время запаздывания между явлениями, которое должно укладываться в некоторое заранее заданное "окно": либо диапазон характерных времен распространения явления между двумя точками, либо определяемое по некоторым начальным данным.
Очень часто поступают противоположным образом: в качестве исходного списка берут список бурь и экстраполируют их назад в межпланетную среду или на Солнце и ищут там подходящее явление. Этот способ определяет не геоэффективность солнечных или межпланетных явлений, а позволяет найти кандидатов в межпланетной среде или на Солнце на причину данных магнитных бурь. Если принять во внимание, что часто в качестве таких кандидатов рассматриваются явления разной силы, лишь бы они только подходили по времени, то становится понятной причина расхождения результатов многих работ.

5. Результаты анализа

В нашей работе [10] мы провели сопоставление событий Flare → Storm и оценили геоэффективность 653 солнечных вспышек класса (по рентгеновскому излучению) М5 и выше, которые в 32% случаев привели к магнитным бурям силы Dst < -60 нТ. Если провести обратное сопоставление Storm → Flare и взять список сильных магнитных бурь с Dst < -100 нТ, то среди данного набора вспышек лишь 20% может быть источником бури. В работе [39], в которой анализируется связь Storm → Flare на достаточно большом наборе солнечных вспышек (по оптическому излучению), показано, что за период 1954-1976 гг. для 116 бурь с Кр > 7- , среди вспышек было обнаружено 59% возможных источников. В работе [41] также анализируется связь Storm → Flare и показано, что для 25 сильнейших магнитных бурь с Dst < -250 нТ, наблюдаемых за период 1957 - 1990 гг., по крайней мере в 22 (88%) случаях можно предложить в качестве кандидата солнечную вспышку. Высокий процент "эффективности" в работах [39; 41], помимо обратного направления сопоставления явлений, по-видимому, связан с тем, что в качестве возможных источников бурь рассматривались даже слабые солнечные вспышки, в то время как в нашей работе мы анализировали лишь сильные вспышки. Интересно отметить, что гелиодолготные распределения геоэффективных вспышек в работах [39] и [10] заметно различаются.

Рис.4. "Эффективности" связей явлений "CME Т Буря" (темные кружки) и "Буря → СМЕ" (светлые треугольники) по данным различных публикаций (верхняя панель) и статистика наблюдений (нижняя панель).

Если по данным работы [39] распределение имеет четкий максимум около центрального меридиана и содержит в диапазоне от -50 до +50 градусов 61 вспышку из полного числа 78 "геоэффективных" вспышек, представленных на графике 1 рисунка 4, то, как отмечалось в нашей работе [10], распределения геоэффективных и негеоэффективных вспышек по солнечному диску практически равномерны. Если в анализ включить более слабые вспышки и рассмотреть аналогичным образом вспышки начиная с М0 и выше, то, как видно на графике 2 рисунка 4, появляется небольшой максимум вблизи центрального меридиана, и в диапазоне гелиодолгот от -50 до +50 градусов содержится 509 из 920 геоэффективных вспышек. В таблице 3 показаны результаты сопоставления гало-СМЕ и различных межпланетных явлений с магнитными бурями за последние 12 лет. Прежде всего необходимо отметить, что мы разделили результаты по сопоставляемым явлениям и направлению сопоставления. Например, запись "CME → Storm" означает, что за исходные данные был взят список СМЕ (число анализируемых случаев СМЕ приводится в колонке "Число случаев"), которые сопоставляются с магнитными бурями, сила которых определялась по индексу, представленном в колонке "Замечания". Таким образом, мы суммировали опубликованные данные по 6 видам сопоставления явлений: I. CME →Storm, II. CME → Magnetic clouds, Ejecta, III. Magnetic clouds, Ejecta → Storm, IV. Storm → CME, V. Storm → Magnetic clouds, Ejecta и VI. Magnetic clouds, Ejecta→ CME. В виде II, III, V и VI мы объединили магнитные облака и "эжекты", которые близки по своим физическим характеристикам, но в колонке "Число случаев" (для процессов III и VI) мы отметили идентификацию авторов символами МС (Magnetic clouds) и Е (Ejecta).
Геоэффективность СМЕ показана в виде сопоставления I. CME → Storm, которое включает в себя 6 наборов данных, и составляет от 35 до 71% [42, 43; 4; 10, 56, 57]. Результат 71 % [43], впоследствии воспроизведенный в работах [44; 45], был получен со сравнительно маленькой статистикой из 7 случаев. Остальные результаты, полученные при статистике от 38 до 132 СМЕ, заключены в диапазоне 35-50% и неплохо согласуются между собой. В нашей работе [10] результат 35% был получен для магнитных бурь с Dst < -60 нТ, и если в анализ включить более слабые бури с Dst < -50 нТ (это соответствует Кр > 5, как и в работе [4]), то мы получим геоэффективность СМЕ ~40%. Таким образом, можно сделать вывод, что геоэффективность гало-СМЕ для магнитных бурь с Кр > 5 (Dst < -50 нТ) составляет 40-50% при достаточно высокой статистике от 38 до 132 СМЕ.
Если взять результаты обратного направления анализа IV. Storm → CME, то мы увидим, что в 3 наборах данных числа составляют от 83 до 100 % при более низкой статистике от 8 до 27 достаточно сильных магнитных бурь с Кр > 6 и Dst < -100 нТ [46; 47; 45; 5]. Эти результаты хорошо согласуются между собой, но свидетельствуют не о высокой геоэффективности СМЕ, а о том, что на Солнце среди возможных кандидатов на источники сильных магнитных бурь с высокой степенью вероятности можно найти СМЕ. На рисунке 4 наглядно демонстрируются различия результатов из типов сравнений I. CME→ Storm (темные кружки) и IV. Storm → CME (светлые треугольники), причем на нижнем графике показана статистика в исходных наборах данных, а на верхнем графике - полученный процент при сопоставлении двух видов явлений.
Анализ сопоставлений II. (CME→ Magnetic clouds, Ejecta) и VI. (Magnetic clouds, Ejecta → CME) показывает, что в первом случае наблюдается 60-70% при статистике от 8 до 89 случаев [48,58], а во втором - 42% при статистике 86 [49] (остальные результаты получены для произвольных или не совсем четко определенных СМЕ [51,55, 57, 60] или при малой статистике [59], и к ним надо относиться осторожно). Из сопоставления III. (Magnetic clouds, Ejecta → Storm) следует, что корреляция для магнитных облаков несколько выше 57-82% [51; 9; 6; 54], чем для "эжектов" - 40-50% (44% [50], 50% [60] и 41% как среднее из 19 и 63% [53]). Обратное сопоставление V. (Storm → Magnetic clouds, Ejecta) дает противоречивые результаты: 73% [50] и 25% [20], при этом необходимо подчеркнуть, в обоих случаях определения бурь и "эжектов" разные, а статистика различается многократно (50 месяцев и 32 года, т.е. более чем в 7 раз). Для магнитных облаков наши оценки, полученные за период 1976-2000 гг., для средних и сильных бурь - 33%, средних бурь - 25% и сильных бурь - 52% [9], хорошо согласуются с результатами работы [20].
Анализ последовательности 2 шагов в процессах II. (CME → Magnetic clouds, Ejecta) и III. (Ma gnetic clouds, Ejecta → Storm) позволяет оценить вероятность полного процесса CME → Storm как произведение вероятностей, и для магнитных облаков мы получим величину (0.6-0.7) * (0.57 - 0.82) = 0.34 - 0.57, что близко к приведенным выше результатам 40-50% для прямого анализа процесса I. (CME → Storm). Анализ последовательности 2 шагов V. (Storm → Magnetic clouds, Ejecta) и VI. (Magnetic clouds, Ejecta → CME) не позволяет получить высокую корреляцию Storm → CME по сравнению с 83 - 100% в прямом процессе IV: (0.25 - 0.73) * 0.42 = 0.11 - 0.31. Таким образом, результаты сравнения двухступенчатого и одноступенчатого процессов для направления CME → Storm хорошо согласуются между собой, в то время как для обратного направления двухступенчатый процесс дает оценку, отличающуюся в несколько раз от одноступенчатого процесса. Это свидетельствует о том, что методики анализа процессов Storm → Ejecta, Ejecta→ CME и Storm → CME требуют усовершенствования.

Заключение

Проведенное сравнение методов и результатов анализа явлений на Солнце, в межпланетной среде и магнитосфере Земли на примере многочисленных опубликованных результатов показал, что помимо методов, используемых в каждой из областей, большое значение для исследования всей цепочки солнечно-земной физики имеет и способ сопоставления явлений в различных областях. Для исследования геоэффективности солнечных и межпланетных явлений (т.е. их способности возбуждать на Земле магнитные бури) необходимо первоначально отбирать явления, соответственно, на Солнце или в солнечном ветре и затем сопоставлять с явлением на следующем этапе цепочки. Таким образом полученные оценки влияния СМЕ на бури, как напрямую, так и путем перемножения вероятностей двух шагов (СМЕ-"эжекты" и "эжекты"-бури), оказываются близкими и составляют 40-50% [42; 4; 10; 48; 51; 9; 6; 54]. Эти результаты сильно отличаются от результатов, опубликованных в работах [46; 47; 5], в которых было получено 83-100%, но путем проведения обратной трассировки явлений, которая характеризует не геоэффективность СМЕ, а возможность нахождения для магнитных бурь соответствующих кандидатов среди СМЕ. При этом полученный коэффициент 83-100% не подтверждается двухступенчатым анализом источников бурь, так как на этапах буря-"эжекты" и "эжекты"-СМЕ коэффициенты составляют (25-73)% [50; 20;] и ~ 40%[49], каждый из которых меньше коэффициента, полученного прямым анализом "буря-СМЕ".
Таким образом, предложенные в [46; 47; 5] методики анализа данных требуют дальнейшего развития для снятия этого противоречия.
Полученные оценки геоэффективности СМЕ 40-50% оказываются близкими к оценкам геоэффективности солнечных вспышек 30% [10] (обратная трассировка "буря-вспышка", также как и в случае со СМЕ, приводит к более высоким оценкам 59 и 88% [39; 41]) дает более высокие значения и лишь немного превышают их. Как было нами показано в [9], при случайном распределении солнечного процесса и магнитных бурь, формально посчитанный коэффициент корреляции может составлять 30-40%. Это означает, что полученные оценки геоэффективности и СМЕ, и солнечных вспышек могут в значительной мере определяться случайными процессами, поэтому прогноз геомагнитной обстановки по наблюдениям солнечных явлений может содержать высокий процент ложных предсказаний. Таким образом, складывается парадоксальная ситуация, при которой современная наука в ретроспективном плане может успешно объяснить происхождение почти всех сильных геомагнитных возмущений, но не может с достаточной степенью достоверности предсказать их возникновение на основе наблюдений Солнца. Для того чтобы повысить надежность прогноза, требуется дальнейший анализ солнечных данных и выявление характеристик, которые позволили бы определять явления среди СМЕ и/или вспышек с более высокой геоэффективностью.
В заключение авторы выражают благодарность международным научным центрам SEC NOAA, NSSDC/GSFC NASA иWDC-C2 за предоставленную информацию, а также Л.М.Зеленому, А.А.Петруковичу и Г.Н.Застенкеру за внимание, помощь и полезное обсуждение материалов данной работы. Работа частично поддержана грантами РФФИ 01-02-16182, 02-02-17160, 03-02-17474, 00-02-22001 и APIC 0090, а также программой № 16 Отделения Физических Наук РАН.

Список литературы

1. Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, eds. K.S.Balasubramaniam, S.L.Keil, R.N.Smartt, ASP Conference Series, 1996. V. 95.
2. Space Weather, eds. P. Song, H. J. Singer, G. L. Siscoe, Geophysical Monograph Series, 2001. V.125
3. Proceedings of the Second Solar Cycle and Space Weather Euroconference, 2002, ESA SP-477
4. Wang, Y. M.; Ye, P. Z.; Wang, S.; Zhou, G. P.; Wang, J. X. A statistical study on the geoeffectiveness of Earth-directed coronal mass ejections from March 1997 to December 2000, // J. Geophys. Res. 2002. V.107. N A11 10.1029/2002JA009244
5. Zhang J., Dere K.P., Howard R. A., Bothmer V. Identification of Solar Sources of Major Geomagnetic Storms between 1996 and 2000// Astrophys. J. 2003. V.582. P.520
6. Ермолаев Ю.И., Застенкер Г.Н., Николаева Н.С. Реакция магнитосферы Земли на события в солнечном ветре по данным проекта ИНТЕРБОЛ. // Космич. Исслед. 2000. Т.38. N 6. C.563
7. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Borodkova N.L. et al. Statistic study of magnetosphere response to magnetic clouds: INTERBALL multi-satellite observations // Phys. Chem. Earth (C). 2000. V.25. P.177.
8. Yermolaev Yu.I., Yermolaev M.Yu. Statistical relations between solar, interplanetary and geomagnetic disturbances during 2.3 solar cycles (1976-2000)// ESA SP-477. 2002. P.579.
9. Ермолаев Ю.И., Ермолаев М.Ю. О некоторых статистических взаимосвязях солнечных, межпланетных и геомагнитосферных возмущений в период 1976-2000 гг. // Космич. Исслед. 2002. Т.40. N 1. С.1.
10. Ермолаев Ю.И., Ермолаев М.Ю. О некоторых статистических взаимосвязях солнечных, межпланетных и геомагнитосферных возмущений в период 1976-2000 гг. 2.// Космич. Исслед. 2003. Т.41. N 2. С.115.
11. Akasofu S.-J. The development of the auroral substorm, // Planet.Space Sci. 1964. V.12. P.273.
12. Russell C.T., McPherron R.L., Burton R.K. On the cause of geomagnetic storms // J.Geophys.Res. 1974. V.79. P. 1105.
13. Perreault P., Akasofu S.-J. A study of geomagnetic storms, // Geophys.J.R.Astr.Soc., 1978. V. 54. P. 547
14. Magnetic storms, Eds. B. T. Tsurutani, W. D. Gonzalez, Y. Kamide and J. K. Arballo// AGU Geophysical Monograph 1997. V. 98.
15. Proceedings of 5-th International Conference on Substorms // ESA-SP 443. 2000.
16. Grafe A. Are our ideas about Dst correct? // Ann.Geophysicae. 1999. V. 17. P.1.
17. Burton R. K., McPherron R.L., Russell C.T. An empirical relationship between interplanetary conditions and Dst// J.Geophys.Res. 1975. V. 80. P.4204.
18. Gonzalez W.D., Tsurutani B.T., Gonzalez A.L.C. et al., Solar-wind magnetosphere coupling during intense magnetic storms (1978-1979)// J.Geophys.Res. 1989. V. 94. P.8835.
19. Mayaud P.N. Derivation, meaning and use of geomagnetic indices // AGU Geophysical Monograph 22, 1980
20. Vennerstroem S. Interplanetary sources of magnetic storms: A statistical study, // J.Geophys.Res. 2001. V.106. P.29175.
21. Loewe C. A., Prolss G. W., Classification and mean behavior of magnetic storms // J.Geophys.Res 1997. V. 102. P.14209
22. Hundhausen A. J., Coronal Expansion and Solar Wind. 1972. Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York
23. Physics of the Inner Heliosphere. Part 1. Large-scale Phenomena, eds. Schwenn R., Marsch E. 1991 Springer-Verlag
24. Yermolaev Yu. I. Signature of coronal holes and streamers in the interplanetary space,// Space Sci. Rev. 1994. V.70. P.379.
25. Gonzalez W.D., Tsurutani B. T., Clua de Gonzalez A.L. Interplanetary origion of geomagnetic storms // Space Sci. Rev. 1999. V.88. P.529.
26. Петрукович А.А., Климов С. И. Использование измерений солнечного ветра для анализа и прогноза геомагнитной активности // Космич.исслед. 2000. Т.38. № 5. C.463.
27. Burlaga L. F., Lepping R. P., Jones, J. A., Global configuration of a magnetic cloud //Physics of Magnetic Flux Ropes, eds. C. T. Russell, E. R. Priest, L. C. Lee, Geophysical Monograph Series, 1990. V.58. P.373
28. Yermolaev Yu.I. Large-scale structure of solar wind and its relationship with solar corona: Prognoz 7 observations. // Planet. Space Sci., 1991. V.39. N 10. P.1351.
29. Gosling J. T., The solar flare myth// J.Geophys.Res., 1993. V.98. P. 18937.
30. Shodhan S., Crooker N. U., Kahler S. W., Fitzenreiter R. J., Larson D. E., Lepping R. P., Siscoe G. L., Gosling J. T., Counterstreaming electrons in magnetic clouds // J.Geophys.Res. 2000. V. 105. P.27261.
31. Richardson I. G., Cliver E. W., Cane H. V. Sources of geomagnetic storms for solar minimum and maximum conditions during 1972-2000 // Geophys. Res. Lett. 2001. V. 28 P. 2569.
32. Zwickl R. D., Asbridge J. R., Bame S. J., Feldman W. C., Gosling J. T. He+ and other unusual ions in the solar wind - A systematic search covering 1972-1980 // J.Geophys.Res. 1982. V. 87. P. 7379.
33. Ермолаев Ю.И., Журавлев В.И., Застенкер Г.Н. и др. Наблюдения однократно ионизованного гелия в солнечном ветре, // Космич. Исслед. 1989. Т.27. N 5. С.717.
34. Lopez R. E., Freeman J. W., Solar wind proton temperature-velocity relationship, // J.Geophys.Res. 1986. V. 91. P. 1701.
35. Richardson I. G., Cane H.V., Signatures of shock drivers in the solar wind and their dependence on the solar source location, // J.Geophys.Res. 1993. V. 98. P. 15295.
36. Ермолаев Ю.И. Скорости и температуры протонов и альфа-частиц в разных типах течений солнечного ветра // Космич. Исслед. 1995. T.33. N 4. C. 381.
37. Gosling J.T., Baker D.N., Bame S.J., Feldman W.C., Zwickl R.D., Smith E.J. Bidirectional solar wind electron heat flux events, // J.Geophys.Res. 1987. V. 92. P.8519.
38. Richardson I. G., Cane H. V. Regions of abnormally low proton temperature in the solar wind (1965-1991) and their association with ejecta // J.Geophys.Res. 1995. V. 100. P.23397.
39. Krajcovic, S., Krivsky, L, Severe geomagnetic storms and their sources on the sun // Astronomical Institutes of Czechoslovakia, Bulletin, 1982. V. 33. N 1. P. 47.
40. Brueckner, G. E.; Howard, R. A.; Koomen, M. J. et al., The Large Angle Spectroscopic Coronagraph (LASCO) // Solar Physics, 1995. V. 162. P. 357.
41. Cliver E. W., Crooker N. U., A seasonal dependence for the geoeffectiveness of eruptive solar events // Solar Physics 1993. V. 145. N 2. P. 347.
42. Webb D.F., Jackson B.V., Hick P. Geomagnetic Storms and Heliospheric CMEs as Viewed from HELIOS // Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, ASP Conference Series, 1996. V. 95. P.167.
43. Webb D.F., Cliver E.W., Crooker N.U., St.Cyr O.C., Thompson B.J. Relationship of halo coronal mass ejections, magnetic clouds, and magnetic storms // J. Geophys. Res. 2000. V. 105. N A4. P. 7491
44. Crooker N. U., Solar and heliospheric geoeffective disturbances // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 2000. V. 62. N 12. P. 1071.
45. Li Y., Luhmann J.G., Mulligan T., Hoeksema J. T., Arge C. N., Plunkett S. P., St. Cyr O. C., Earthward directed CMEs seen in large-scale coronal magnetic field changes, SOHO LASCO coronagraph and solar wind // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. N A11 P.25103.
46. Brueckner G. E., Delaboudiniere J.-P., Howard R. A., Paswaters S. E., St. Cyr O. C., Schwenn R., Lamy P., Simnett G. M., Thompson B., Wang D. Geomagnetic storms caused by coronal mass ejections (CMEs): March 1996 through June 1997 // Geophys. Res. Lett. 1998. V. 25. N 15. P. 3019.
47. St. Cyr O. C., Howard R. A., Sheeley N. R. Jr., Plunkett S. P. et al., Properties of coronal mass ejections: SOHO LASCO observations from January 1996 to June 1998 // J. Geophys. Res. 2000. V. 105. N A8. P.18169.
48. Cane, H. V.; Richardson, I. G.; St. Cyr, O. C. The interplanetary events of January-May, 1997, as inferred from energetic particle data, and their relationship with solar events // Geophys. Res. Lett. 1998. V. 25. N. 14. P. 2517.
49. Cane H. V., Richardson I. G., St. Cyr O. C. Coronal mass ejections, interplanetary ejecta and geomagnetic storms // Geophys. Res. Lett. 2000. V. 27. N. 21 P. 359.
50. Gosling J. T., McComas D. J., Phillips J. L., Bame S. J., Geomagnetic activity associated with earth passage of interplanetary shock disturbances and coronal mass ejections // J. Geophys. Res. 1991. V. 96. P. 7831.
51. Gopalswamy N., Lara A., Lepping R.P. et al. Interplanetary acceleration of coronal mass ejections // Geophys.Res.Lett. 2000. V. 27. P.145.
52. Gopalswamy N., Lara A., Yashiro S., Kaiser M. L., Howard R. A., Predicting the 1-AU arrival times of coronal mass ejections // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. N A12. P.29207.
53. Richardson, I. G.; Cane, H. V.; Cliver, E. W. Sources of geomagnetic activity during nearly three solar cycles (1972-2000) // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. N. A8 P. SSH 8-1 to SSH 8-13
54. Wu C.-C., Lepping R.P., Effects of magnetic clouds on the occurrence of geomagnetic storms: The first 4 years of Wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. N. A10 P. SMP 19-1 to SMP 19-8.
55. Lindsay G.M., Luhmann J.G., Russell C.T., Gosling J.T. Relationship between coronal mass ejection speeds from coronagraph images and interplanetary characteristics of associated interplanetary coronal mass ejections// J.Geophys.Res. 1999. V.104. P.12515.
56. Plunkett S. P., Thompson B. J., St. Cyr O. C., Howard R. A. Solar source regions of coronal mass ejections and their geomagnetic effects // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 2001. V. 63. N 5. P. 389-402.
57. Berdichevsky D. B., Farrugia C. J., Thompson B. J., Lepping R. P., Reames D. V., Kaiser M. L., Steinberg J. T., Plunkett S. P., Michels D. J. Halo-coronal mass ejections near the 23rd solar minimum: lift-off, inner heliosphere, and in situ (1 AU) signatures // Annales Geophysicae. 2002. V. 20, N 7. P. 891-916.
58. Webb D.F., Crooker N.U., Plunkett S.P., St.Cyr O.C. The solar sources of geoeffective structure, In Space Weather, AGU Geophys. Monogr. 125, p.123, 2001.
59. Burlaga L. F., Skoug R. M., Smith C. W., Webb D. F., Zurbuchen T. H., Reinard A.. Fast ejecta during the ascending phase of solar cycle 23: ACE observations, 1998-1999 // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. N 10. P.20957-20978.
60. Cane H. V., Richardson I. G. Interplanetary coronal mass ejections in the near-Earth solar wind during 1996-2002 // J. Geophys. Res. 2003. V. 108. N A4. P. SSH 6-1, DOI 10.1029/2002JA009817.

Магнитная станция                                 Время                 Географ.  координаты      Магнит.
Номер	Код	Страна	        действия	   Широта         Долгота	Широта
    
      
                                                                    Кр индекс
1	LER	Lerwick	Шотландия	1932- н/в	60°08'	358°49'	62.0°
2	MEA	Meanook	Канада	 1932- н/в	54°37'	246°40'	61.8°
3	SIT	Sitka	США	 1932- н/в	57°03'	224°40'	60.4°
4	ESK  Eskdalemuir/Шотландия 	1932- н/в	55°19'	356°48'	57.9°
5	LOV	Lovo	Швеция	 1954- н/в	59°21'	17°50'	57.8°
6	AGN	Agincourt	Канада	  1932-1969            43°47'	280°44'	54.4°
	OTT	Ottawa	Канада	1969- н/в               45°24'	284°27'	56.1°
7	RSV       Rude Skov	Дания	 1932-1984             55°51'	12°27'	55.5°
	BFE	Brorfelde	Дания	1984- н/в   	55°37'	11°40'	55.4°
8	ABN	Abinger	Англия	1932-1957              51°11'	359°37'	53.5°
	HAD	Hartland	Англия	1957- н/в  	50°58'	355°31'	54.0°
9	WNG	Wingst	Германия1938- н/в	               53°45'	9°04'	54.2°
10	WIT	Witteveen/Нидерланды  1932-1988	52°49'	6°40'	53.7°
	NGK	Niemegk	Германия   1988- н/в 	52°04'	12°41'	51.9°
11	CLH	Cheltenham  США	1932-1957	38°42'	283°12'	49.4°
	FRD	Fredericksburg США   1957- н/в	38°12'	282°38'	48.8°
12	TOO	Toolangi	Австралия   1972-1981	-37°32'	145°28'	-45.8°
	CNB	Canberra	Австралия   1981- н/в 	-35°18'	149°00'	-43.1°
13	AML	Amberley	Н.Зеландия   1932-1978	-43°09'	172°43'	-47.0°
	EYR	Eyrewell	Н.Зеландия   1978- н/в 	-43°25'	172°21'	-47.3°

Dst индекс
1	HER	Hermanus	ЮАР   1941- н/в	-34.40°	19.22°	-33.3°
2	KAK	Kakioka	Япония	1913- н/в	               36.23°	140.18°	26.0°
3	HON	Honolulu	США	1902-1960	21.30°	201.90°	21.0°
	HON	Honolulu	США	1960 - н/в	21.32°	201.98°	21.1°
4	SJG	San Juan	США	1903- 1965	18.38°	293.88°	29.9°
	SJG	San Juan	США	1965 - н/в	18.01°	293.85°	29.9°

Класс	Число	%	Dst, нТ	[Dst]	[ap]	[Kp]	[AE], нТ

Weak	482	44	-30 -- -50	-36	27	4o	542
Moderate	346	32	-50 -- -100	-68	48	5o	728
Strong	206	19	-100 -- -200	-131	111	7-	849
Severe	45	4	-200 -- -350	-254	236	8+	1017
Great	6	1	< -350	-427	300	9-	1335

 

N	%	Число случаев 	Ссылка	           Замечание

                                                I. CME → Storm
1	50	38	42. Webb et al., 1996			Kp
2	71	7	43. Webb et al., 2000; 44. Crooker, 2000;  
			45. Li et al., 2001			Dst < - 50 
3	35	40	56. Plunkett et al., 2001 			Kp > 6
4	45	20	57. Berdichevsky et al., 2002		Kp > 5
5	45	132	4. Wang et al., 2002			Kp > 5
	20	132					Kp > 7
6	35	125	10. Ермолаев и Ермолаев, 2003		Dst < -60
	40	125	Данная работа			Dst < -50

                                II. CME → Magnetic clouds, Ejecta
1	63	8	48. Cane et al., 1998		Гало-СМЕ к Земле
2	60-70	89	58. Webb et al., 2001		Гало-СМЕ к Земле
3	80	20	57. Berdichevsky et al., 2002		Гало-СМЕ

                               III. Magnetic clouds, Ejecta → Storm
1	44	327 E	50. Gosling et al., 1991		Kp > 5-
2		28 MC	51. Gopalswamy et al., 2000
	67		9. Ермолаев и Ермолаев, 2002	Dst < -60
3	63	30 MC	6. Ермолаев и др, 2000		Dst < -60
4		48 MC	52. Gopalswamy et al., 2001
	57		Данная работа		Dst < -60
5	19	1273 E	53. Richardson et al., 2001	Kp > 5-, Solar minimum
	63	1188 E				Kp > 5-, Solar maximum
6 	82	34 MC	54. Wu & Lepping, 2002		Dst < -50
7	50	214 E	60. Cane and Richardson, 2003	Dst < -50
	43	214 E				Dst < -60

                             IV. Storm→CME
1	100	8	46. Brueckner et al., 1998	Kp > 6
2	83	18	47. St.Cyr et al., 2000;  45. Li et al., 2001Кр > 6
3	96	27	5. Zhang et al., 2003		Dst < -100

                             V. Storm → Magnetic clouds, Ejecta 
1	73	37	50. Gosling et al., 1991		Kp > 7-
2	67	12	43. Webb et al., 2000		Dst < -50
3	25		20.Vennerstroem, 2001		Dst(corr)
4	33	618	9. Ермолаев и Ермолаев, 2002	Dst < -60
	25	414		-100 ?		 Dst < -60
	52	204				Dst < -100

                             VI. Magnetic clouds, Ejecta→CME
1	67	49E	55. Lindsay et al., 1999		Любые СМЕ
2	65	86Е	49. Cane et al., 2000		Любые СМЕ
	42	86Е				Гало-СМЕ к Земле
3	82	28МС	51. Gopalswamy et al., 2000	Любые СМЕ
4	50-75	4 MC	59. Burlaga et al., 2001 		Гало-СМЕ
	40-60	5 E				Гало-СМЕ
5	56	193 E	60. Cane and Richardson, 2003	Любые CME