Реконструкция скорости солнечного ветра и секторной структуры ММП по геомагнитным данным

В конце п. 3.4 настоящей главы отмечено, что ряды прямых измерений параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля характеризуются двумя основными особенностями, которые не позволяют полноценно использовать их при статистических исследованиях солнечноземных связей. Во-первых, данные измерений параметров межпланетной среды с помощью КА, орбиты которых выходят за пределы магнитосферы, охватывают менее чем полувековой интервал. Во-вторых, результаты этих измерений отражают значения параметров солнечного ветра и ММП в конкретной точке межпланетного пространства, в то время как для анализа солнечно-земных связей необходимы усредненные по времени и по пространству (по магнитопаузе) данные. Разумеется, если рассматривать изменения параметров солнечного ветра и ММП как стационарные случайные процессы, обладающие свойством эргодичности, то усреднение по пространству (по магнитопаузе) можно заменить усреднением по времени, т. е. рассматривать усредненные за месяц (а лучше даже за год) параметры. Именно таким путем в своих исследованиях пошли авторы работ [214; 235; 238; 243; 244; 269; 270; 312] и др. Однако и в этих работах рассмотрены ряды данных продолжительностью не более 20-30 лет.

Проблема расширения временных рядов измеренных параметров солнечного ветра и ММП как характеристик солнечной активности может быть решена путем использования индексов геомагнитной активности. Дело в том, что возмущения геомагнитного поля (магнитные бури и суббури) непосредственно связаны с динамикой солнечного ветра и вмороженного в него магнитного поля солнечного происхождения [6; 124; 125]. Для описания возмущенности геомагнитного поля разработана и используется довольно сложная система индексов [6], каждый из которых характеризует флуктуации магнитного поля у поверхности Земли различного временного и пространственного масштаба. Краткое описание некоторых из наиболее часто используемых при анализе солнечно-земных связей приведено ниже.

Планетарные магнитные бури, связанные с усилением кольцевого тока в плазмосфере, наибольшую амплитуду имеют в низких широтах. Для их описания используют индекс D_st, представляющий собой максимальное отклонение горизонтальной составляющей (в нТл) от спокойного уровня на четырех магнитных обсерваториях в приэкваториальной зоне, равномерно распределенных по долготе. Этот индекс характеризует глобальные процессы в магнитосфере, мало чувствителен к эффектам в авроральных зонах, в которых вариации скорости солнечного ветра и ММП находят прямой отклик.

Локальные возмущения в авроральной зоне характеризуются квазило- гарифмическим индексом К, который пропорционален осредненной за трехчасовой интервал мощности магнитного возмущения (в баллах от 0 до 9) на конкретной магнитной обсерватории. Индекс К, введенный в 1938 году

Дж. Бартельсом, хотя и дает одинаковую оценку относительной возму- щенности в разных точках земного шара, но соответствует разной амплитуде вариаций геомагнитного поля на разных широтах. Этого недостатка лишен планетарный трехчасовой индекс К_Р, получаемый путем осреднения /(-индекса по 13 обсерваториям, расположенным между 44° и 66° северной и южной геомагнитными широтами. К_Р-индекс определяется по 28- балльной шкале (0₀, 0+, 1_, 1₀, 1+,. . 9., 9₀). Непрерывные ряды индексов К

и К_Р имеются с 1932 года.

На основе индекса К_Р вычисляется А_Р-индекс - планетарная среднесуточная эквивалентная амплитуда вариации магнитного поля Земли (в нТл) в авроральной зоне. Приблизительная связь между индексами К_Р и А_Р представлена в табл. 3.2.

Эмпирическая связь между индексами геомагнитной активности К_Р и А_Р

Таблица 3.2

Часто используют также планетарный индекс А_ш, который аналогичен А_Р-индексу, но вычисляется по значениям /(-индекса. Вообще говоря, между индексами А_ш и А_Р имеется некоторое различие, но оно практически полностью исчезает при осреднении индексов даже за сутки, а тем более за месяц или за год.

С 1972 года в геомагнетизме и солнечно-земной физике используется индекс Майо - аа-индекс, который определяется как среднее из трехчасовых индексов К, преобразованных в амплитуду магнитных вариаций по данным двух антиподальных обсерваторий (Гринвича и Мельбурна) [288]. Эти обсерватории располагают данными, начиная с 1868 года, т. е. длина ряда значений аа-индекса в сравнении с другими индексами геомагнитной активности значительно больше, что важно при изучении солнечно-земных связей.

Представляет интерес сравнить между собой среднегодовые значения индексов геомагнитной активности aa и солнечной активности W. Результат сопоставления этих индексов представлен на рис. 3.11, а спектры их изменений в интервале 1868-2012 годы показаны на рис. 3.12.

Рис. 3.11. Изменения от года к году чисел Вольфа W (сплошная кривая) и индекса геомагнитной активности аа (прерывистая кривая) в 1868-2012 годах

Рис. 3.12. Спектры изменений аа-индекса (кривая 1) и чисел Вольфа W (кривая 2) в интервале 1868-2012 годы

Коэффициент корреляции между изменениями от года к году индексов аа и W не очень высок и составляет всего +0,602. Дело в том, что хотя в спектрах аа и W содержатся приблизительно одинаковые по периоду превалирующие гармоники (вековая и 11-летняя), они имеют разный вес в вариациях аа и ИЛ Кроме того, как можно видеть из рис. 3.11, фазы 11- летних гармоник в изменениях аа и W часто не совпадают.

В этом разделе и далее для выделения низкочастотных компонент из исходных временных рядов будут использоваться процедуры сглаживания скользящими средними, представляющие собой простейшие низкочастотные фильтры. Амплитудно-частотные характеристики таких фильтров, их достоинства и недостатки описаны в приложении. При обработке и анализе коротких временных рядов, каковыми в большинстве своем являются ряды геофизических данных, такие фильтры практически незаменимы, поскольку имеют минимальное число весовых коэффициентов. Соответственно эти фильтры приводят к минимальному сокращению исходных рядов.

Если исключить из изменений aa и W 11 -летний цикл, а также и более короткопериодные вариации посредством сглаживания исходных рядов последовательно 3-, 5- и 11-летними скользящими средними, то остаются только вековые вариации индексов aa и W. Они представлены на рис. 3.13. Коэффициент корреляции между изменениями aa₃₅₁₁ и W₃₅₁₁ равен +0,957.

Уже после получения первых экспериментальных данных о солнечном ветре, полученных с помощью КА, были предприняты попытки выявления корреляционных связей параметров солнечного ветра с индексами геомагнитной активности [324; 285]. Например, в [338] из анализа более 9000 трехчасовых значений V и индекса геомагнитной активности А_ш получено, что в пределах 20-го цикла солнечной активности уравнение регрессии А_ш на V имеет вид

Рис. 3.13. Вековые изменения индексов аа (пунктирная кривая) и W (сплошная кривая)

Приблизительно квадратичная зависимость от V получена в [229] и для индекса А_р. Из физических соображений следует, что должна наблюдаться зависимость планетарных индексов геомагнитной активности также и от ^-компоненты ММП, а точнее, от произведения B_ZV, которое дает оценку ЭДС крупномасштабной конвекции в магнитосфере. Такая зависимость, согласно [338], имеется, но, кажется, что она не определяющая, а средние за год значения индексов геомагнитной активности могут быть вычислены с достаточной точностью только по данным о скорости солнечного ветра [229]. Полученное в [338] уравнение регрессии А_т на V было использовано нами для восстановления среднегодовых значений скорости солнечного ветра за пределами интервала, охваченного непосредственными космическими измерениями [84]. Поскольку значения планетарного индекса А_т имеются только с 1959 года, в [84] вместо него был использован аналогичный индекс геомагнитной активности аа, для которого имеется однородный ряд с 1868 года [288].

За 30 с лишним лет, прошедших со времени опубликования наших работ, работ Л. Свалгарда, Дж. Гослинга и других авторов, база данных о прямых измерениях параметров солнечного ветра существенно расширилась. В работе [312] использованы глобальные данные NSSDC (National Space Science Data Center), чтобы, во-первых, проанализировать связь среднемесячных значений скорости солнечного ветра V с индексами геомагнитной активности А_р и аа с 1932 по 1997 год, во-вторых, реконструировать длиннопериодические вариации V в более чем столетнем интервале. В [312] показано, что среднемесячные значения скорости солнечного ветра могут быть вычислены по формуле

Коэффициент корреляции между вычисленными по формуле (3.12) и среднемесячными значениями V, определенными по результатам прямых космических измерений в интервале 1965-1997 годы, получился равным, 0,742. Для экстраполяции индекса А_р на годы, предшествующие 1932 году, в [312] использовано уравнение

Коэффициент корреляции между вычисленными по (3.13) и наблюденными значениями А_р для интервала 1932-1998 годы составил 0,96.

Рис. 3.14. Рассчитанные вариации скорости солнечного ветра V в 1868-2012 годах. Сплошная кривая - значения V, сглаженные последовательно по 3, 5 и 11 точкам. Кружки - экспериментальные данные из работы [243]

Вычисленные согласно уравнениям (3.12) и (3.13) среднегодовые значения скорости солнечного ветра V показаны на рис. 3.14. Из сравнения между собой рис. 3.13 и рис. 3.14 можно сделать вывод об определенном подобии вековых изменений чисел Вольфа, индекса геомагнитной активности аа и скорости солнечного ветра V.

По геомагнитным данным можно также контролировать секторную структуру межпланетного магнитного поля, точнее говоря, определять, в секторе какой полярности ММП (направленном от Солнца или к Солнцу) в данные сутки находится Земля. Л. Свалгард [335] и С.М. Мансуров [118] независимо друг от друга обнаружили достаточно тесную связь между направлением азимутальной компоненты ММП и характером геомагнитных вариаций, наблюдаемых на высокоширотных магнитных станциях «Восток» в Антарктиде и «Туле» в Гренландии. Эта связь наиболее отчетливо прослеживается для вариаций вертикальной компоненты геомагнитного поля. Устойчивость ее характеризуется тем, что примерно в 85 % случаев результаты предсказания по характеру геомагнитных вариаций в приполярных областях и наблюдения с помощью КА направления азимутальной компоненты ММП совпадают [336]. Так как направление азимутальной компоненты ММП практически однозначно связано с направлением радиальной компоненты (от Солнца или к Солнцу) в секторах с достаточно четкими границами, то анализ записей вертикальной компоненты геомагнитного поля на высоких широтах позволил Л. Свалгарду представить изменения секторной структуры межпланетного магнитного поля за ряд прошлых лет (с 1926 года) [336], когда космических измерений еще не производилось. Наиболее надежными представляются данные Л. Свалгарда с 1947 года [337]. С.М. Мансуров также в свое время составил каталог определений секторной структуры ММП по полярным геомагнитным данным [88].

В настоящее время базу данных о секторной структуре ММП поддерживает сектор полярных исследований ИЗМИР АН (зав. сектором д-р физ.-мат. наук А.Н. Зайцев). Эта база содержит данные о секторной структуре ММП с 1957 года по настоящее время. Данные представлены в виде диаграмм распределения полярности ММП по 27-суточным периодам и по календарным датам. Пример такой диаграммы приведен на рис. 3.15.

Рис. 3.15. Фрагмент диаграммы полярности ММП по данным ИЗМИРАН

Секторная структура ММП, как одна из характеристик солнечной активности, сразу же привлекла к себе внимание исследователей солнечноземных связей. Например, подробно изучена и показана связь параметров ММП и короткопериодных геомагнитных вариаций [125]. Многочисленные работы посвящены анализу связи ММП и атмосферных процессов [41].

В качестве характеристики изменчивости секторной структуры ММП на орбите Земли нами был введен индекс [75; 81; 83; 91]

где А - число дней в году (или в месяце), в течение которых Земля находилась в секторах с ММП, направленным от Солнца (away), а Т - число дней в году (или в месяце), в течение которых Земля находилась в секторах с ММП, направленным к Солнцу (toward). Правда, во всех наших с Ю.Д. Калининым работах вместо индекса «Г» был использован индекс «С».

Рис. 3.16. Вариации среднегодовых значений индекса K_t в 1947- 2010 годах (сплошная линия - значения K_h сглаженные по трем и по пяти точкам)

В работах [83; 91] представлены вычисленные по данным работы Л. Свалгарда [337] ежемесячные значения индекса Kj за 1947-1975 годы и исследован спектр изменений Kj. Показано, что в рассмотренном интервале в изменениях Kj от месяца к месяцу наличествуют годовая гармоника и гармоника с периодом порядка 10-11 лет. Другими словами, в изменениях индекса Kj имеют место периодичность, связанная с годовым вращением Земли вокруг Солнца, а также цикл солнечных пятен Швабе - Вольфа. Естественно, что вековых изменений индекса Kj по определению не может быть, т. е. этот индекс характеризует изменчивость солнечной активности во временном масштабе, сравнимом с циклом солнечных пятен.

Дополненные результатами вычислений по базе данных ИЗМИР АН годовые значения индекса Kj в интервале 1947-2010 годы показаны на рис. 3.16. По определению даже в среднегодовых значениях Kj присутствует случайная составляющая, которую легко устранить посредством сглаживания исходных данных последовательно по трем и по пяти точкам. Результат сглаживания представлен на рис. 3.16.

Примечательно то, что рассчитанные по данным ИЗМИРАН значения индекса Kj в последние годы имеют практически нулевые значения, т. е. Земля в течение нескольких последних лет одинаковое время находилась в секторах ММП разной полярности.