Магнитное поле Солнца по геомагнитным данным тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат наук Вохмянин, Михаил Владимирович

• Вохмянин, Михаил Владимирович
• кандидат наук
• 2014

Оглавление диссертации кандидат наук Вохмянин, Михаил Владимирович

Оглавление

Введение

1 Обзор основных понятий

1.1 Магнитное поле Солнца

1.2 Геомагнитное поле

1.3 Эффект Свальгарда-Мансурова

2 Геомагнитные данные

2.1 Обзор геомагнитных данных

2.2 Геомагнитные наблюдения в 19-м веке

2.2.1 Введение

2.2.2 Доступность данных

2.2.3 Корректировка абсолютных значений

2.2.4 Корректировка времени

2.3 Индексы геомагнитной активности

3 Описание метода

3.1 Распределение интенсивности эффекта

3.2 Весовые коэффициенты

3.3 Расчёт фоновых вариаций

3.4 Вычисление значений полярности

3.5 Корректировка результатов

4 Проверка результатов

4.1 Определение полярности по спутниковым данным

4.2 Оценка точности метода

4.3 Проверка восстановленной полярности в 19-м веке

4.4 Геомагнитная активность и секторная структура

4.5 Заключение

5 Анализ секторной структуры ММП

5.1 Периодичность вращения секторных границ

5.1.1 Обзор исследований периодичности солнечных данных

5.1.2 Исследование периодов восстановленной секторной структуры

5.1.3 Развитие секторной структуры в течение цикла активности

5.2 Эффект Розенберга-Коулмана

5.3 Геоэффективные секторные границы

Заключение

Литература

Список рисунков

Список таблиц

А Секторная структура ММП

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Магнитное поле Солнца по геомагнитным данным»

Введение

Диссертация посвящена реконструкции секторной структуры межпланетного магнитного поля, основанной на анализе вариаций геомагнитного поля в доспутниковый период, а также исследованию полученных результатов.

С появлением первых спутниковых наблюдений в начале 1960-х годов произошел значительный прорыв в понимании физических процессов, происходящих в околоземном космическом пространстве. В частности был обнаружен предсказанный Юджином Паркером [1] солнечный ветер — поток заряженных частиц, исходящий из верхних слоев солнечной атмосферы и переносящий солнечное магнитное поле — межпланетное магнитное поле (ММП). Крупномасштабное магнитное поле Солнца определяет полярность ММП — направление вдоль силовых линий к Солнцу (отрицательная полярность) или от него (положительная). В плоскости эклиптики ММП образует секторную структуру — чередование периодов ММП противоположной полярности [2]. Свальгард и Мансуров обнаружили, что в зависимости от полярности ММП наблюдаются разные типы вариаций геомагнитного поля на высокоширотных магнитных станциях [3,4]. Анализируя эти вариации, можно определить полярность ММП даже тогда, когда прямые измерения ММП недоступны, то есть в доспутниковый период. Это позволяет значительно расширить временной интервал для исследований свойств и закономерностей межпланетного магнитного поля и его источника — крупномасштабного магнитного поля Солнца. Актульность этой задачи обусловлена сравнительно небольшим периодом спутниковых измерений — около пятидесяти лет, что по времени составляет порядка пяти циклов солнечной активности или чуть больше двух магнитных циклов Хэйла.

Целью данной работы является реконструкция и исследование межпланетного магнитного поля за длительный период времени, когда спутниковые измерения были недоступны. Для достижения поставленной цели решаются следующие задачи:

• Разработать метод, позволяющий по вариациям геомагнитного поля с достаточно высокой точностью восстанавливать секторную структуру межпланетного магнитного поля.

• Оценить точность метода, сравнив его результаты со спутниковыми данными, и проверить их достоверность в доспутниковый период.

• Исследовать свойства реконструированной секторной структуры межпланетного магнитного поля в прошлом.

Научная новизна работы:

• впервые показано, что полярность межпланетного магнитного поля можно восстанавливать, анализируя вариации геомагнитного поля на среднеширотных станциях;

• впервые реконструирована секторная структура межпланетного магнитного поля вплоть до 1844-го года;

• впервые показано, что, по крайней мере с 9-го цикла солнечной активности, переполюсов-ка магнитного поля Солнца действительно происходила;

• впервые показано, что даты большинства сильнейших геомагнитных бурь приходятся на периоды смены полярности сектора межпланетного магнитного поля.

Теоретическая и практическая значимость работы заключается в том, что полученный каталог полярностей ММП даёт информацию о магнитном поле Солнца и о ММП для периодов, когда отсутствовали не только спутниковые измерения, но даже не было представления о наличии у Солнца магнитного поля. Таким образом, восстановленная за 1844-1964 гг. секторная структура ММП является значительным дополнением к уже имеющимся данным о магнитном поле Солнца и может быть использована в широком спектре задач по исследованию физики Солнца.

Достоверность результатов:

Сравнение восстановленной полярности ММП с данными спутниковых измерений показало высокую точность результатов метода для любого периода года и даже при использовании геомагнитных данных среднеширотных станций. В работе показано, что ни низкий, ни высокий уровни геомагнитной активности не приводят к избыточному определению той или иной полярности ММП. Результаты, полученные с использованием геомагнитных данных различных станций, хорошо согласуются между собой, что подтверждает высокую степень их достоверности.

Основные положения, выносимые на защиту:

• оцифрованы и приведены к современному стандарту измерения геомагнитного поля в Санкт-Петербурге в 19-м веке, также скорректированы геомагнитные данные Хельсинки и Екатеринбурга;

• разработан новый метод, позволяющий с высокой точностью восстановливать полярность межпланетного магнитного поля даже по данным среднеширотных станций, в результате удалось реконструировать секторную структуру ММП вплоть до 1844-го года;

• показано на большом статистическом материале отсутствие у секторной структуры ММП устойчивых периодов вращения; чаще всего наблюдается 27-дневная периодичность ММП и двухсекторная структура; периоды вращения порядка 28-29 дней наиболее характерны для фазы роста и максимума солнечной активности; четырёхсекторная структура ММП имеет период ~27 дней и наблюдается гораздо реже, в основном на фазе спада и минимума активности;

• показано, что начиная с 9-го цикла солнечной активности, переполюсовка магнитного поля Солнца действительно происходила с известным периодом магнитного цикла Хэйла порядка 22 лет;

• продемонстрировано, что большинство самых сильных за всю историю магнитных наблюдений геомагнитных бурь совпадает с периодом смены полярности секторов ММП, причём для бурь вблизи весеннего равноденствия чаще наблюдается смена полярности ММП с положительной на отрицательную, а для бурь в осенние месяцы — наоборот.

Апробация работы. Результаты работы докладывались на конференциях:

• «Солнечная и солнечно-земная физика» (Пулково, Россия) в 2010, 2012 и 2013 гг.;

• «Problems of geocosmos» (Санкт-Петербург, Россия) в 2010 и 2012 гг.;

• «Physics of auroral phenomena» (Апатиты, Россия) в 2011 г.;

• «Взаимодействие полей и излучения с веществом» (Иркутск, Россия) в 2011 г.;

• American Geophysical Union's 45th annual Fall Meeting (Сан-Франциско, США) в 2012 г.;

• Space Climate 5 symposium (Оулу, Финляндия) в 2013 г.;

• «Физика плазмы в солнечной системе» ИКИ РАН (Москва, Россия) в 2014 г.

Личный вклад. Автор принимал участие в постановке задачи, отборе и обработке используемых данных. Все результаты, описанные в диссертации, были получены автором самостоятельно. Большая часть численных расчетов и анализ полученных результатов был выполнен в среде программирования и математических вычислений MATLAB, где автором разрабатывались необходимые алгоритмы.

Работа была поддержана грантом РФФИ 12-02-31531 (Мой первый грант) «Восстановление секторной структуры межпланетного магнитного поля по данным геомагнитных наблюдений в Санкт-Петербурге и Хельсинки во второй половине 19 века».

Публикации. Основные материалы диссертации изложены в восьми статьях, четыре из которых опубликованы в журналах, рекомендованных ВАК:

• Vokhmyanin, M. V. and D. I. Ponyavin (2012), Inferring interplanetary magnetic field polarities from geomagnetic variations, J. Geophys. Res., 117, A06102.

• Вохмянин, M. В. и Д. И. Понявин (2012), Реконструкция секторной структуры межпланетного магнитного поля по данным геомагнитных станций, Геомагнетизм и аэрономия, Т.52, №6, С.755-762.

• Vokhmyanin, М. V. and D. I. Ponyavin (2013), Sector structure of the interplanetary magnetic field in the nineteenth century, Geophys. Res. Lett., 40, 3512—3516.

• Lockwood, M. and Nevanlinna, H. and Vokhmyanin, M. and Ponyavin, D. and Sokolov, S. and Barnard, L. and Owens, M. J. and Harrison, R. G. and Rouillard, A. P. and Scott, C. J. (2014), Reconstruction of geomagnetic activity and near-Earth interplanetary conditions over the past 167 yr — Part 3: Improved representation of solar cycle 11, Ann. Geophys., 32, 367-381.

также четыре статьи опубликованы в сборниках трудов конференций:

• Вохмянин, М. В. и Д. И. Понявин (2013), Межпланетное магнитное поле в 19-м веке и геоэффективные секторные границы, в сб. Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика — 2013», под ред. А. В. Степанова и Ю. А. Наговицына, СПб, С.51-54.

• Вохмянин, М. В. и Д. И. Понявин (2012), Восстановление секторной структуры межпланетного магнитного поля во второй половине 19 века, в сб. Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика — 2012», под ред. А. В. Степанова и Ю. А. Наговицына, СПб, С.39-42.

• Вохмянин, М. В. и Д. И. Понявин (2010), Восстановление межпланетного магнитного поля по геомагнитным наблюдениям, в сб. Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика — 2010», под ред. А. В. Степанова и Ю. А. Наговицына, СПб, ВВМ, С.97-100.

• Vokhmyanin, М. V. and D. I. Ponyavin (2010), Reconstruction of the IMF polarity from geomagnetic observations, in: Proceedings of the 8th International Conference «Problems of Geocosmos» (St. Petersburg, Russia, 20-24 September 2010), ed. V. S. Semenov, St. Petersburg Univ. Press, P.274-279.

Объем и структура работы. Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и приложения. Полный объем диссертации составляет 129 страниц с 71 рисунком и 9 таблицами. Список литературы содержит 88 наименований.

Глава 1

Обзор основных понятий

В данной работе исследуются свойства межпланетного магнитного поля и далее используются понятия магнитосферной и солнечной физики. Поэтому данная глава представляет собой краткое введение в тематику работы и используемых физических терминов.

1.1 Магнитное поле Солнца

Солнце обладает магнитным полем, сосредоточенным в конвективной зоне (от ~0.7Rq) и выше. Именно магнитное поле обеспечивает наблюдаемую солнечную активность — пятна, вспышки, корональные выбросы массы и др. Солнечная активность циклична и имеет период лет. Крупномасштабное магнитное поле имеет дипольную форму и в минимуме солнечной активности сонаправлено с осью вращения Солнца. В каждом цикле это поле меняет полярность около максимума солнечной активности.

Самый верхний слой атмосферы Солнца — солнечная корона, не удерживается гравитационными силами, и вследствие этого постоянно расширяется со сверхзвуковыми скоростями. Соответствующий поток заряженных частиц был предсказан Паркером ещё до первых спутниковых измерений в межпланетном пространстве [1]. Он же ввёл для данного потока частиц термин «солнечный ветер». Высокая проводимость солнечного ветра позволяет вместе с заряженными частицами переносить и магнитное поле короны. Это свойство называется вмороженностью магнитного поля, поскольку движение частиц и магнитных силовых линий жёстко взаимосвязано. Выносимое в межпланетное пространство магнитное поле Солнца называют межпланетным магнитным полем (далее используется сокращение ММП).

Открытые магнитные поля, уносимые солнечным ветром в межпланетное пространство, формируют области с ММП, направленным либо от Солнца (положительная полярность), либо к Солнцу (отрицательная). Соответственно, между ними образуется гелиосферный токовый слой (ГТС). Слева на рис. 1.1 показана зарисовка ГТС из работы Смита [5], справа показана модель ГТС, рассчитанная для расстояния 75 а.е. [6]. В зависимости от положения ГТС относительно Земли, в плоскости эклиптики наблюдается ММП либо одной, либо другой полярности. Вращение Солнца обеспечивает чередование ММП противоположных полярностей. Таким образом

формируется секторная структура ММП. Впервые она была обнаружена в спутниковых данных Вилкоксом и Нэссом [2,7]. Если ГТС наклонён к плоскости эклиптики, за один оборот Солнца Землю пересекают два сектора ММП противоположной полярности, и, соответственно, наблюдается двухсекторная структура ММП. Если ГТС сильно возмущён и имеет волнистую форму, может наблюдаться четырёхсекторная структура, в редких случаях — структуры более высоких порядков.

Рисунок 1.1: Слева: схема почти плоского гелиосферного токового слоя [5]: М — ось магнитного диполя, Q — ось вращения; справа: модель ГТС на расстоянии 75 а.е. [6].

Исследования ММП осуществляются в разных системах координат. Подробное обсуждение этого вопроса представлено в главе 4.1. Чаще всего для исследования ММП вблизи магнитосферы используется GSM система координат (Geocentric Solar Magnetospheric coordinate system). Ось X в этой системе направлена из центра Земли на Солнце. Ось Z лежит в плоскости земного магнитного диполя и оси X. Ось Y завершает правостороннюю систему координат.

1.2 Геомагнитное поле

У Земли, так же как и у Солнца, есть собственное магнитное поле, которое называют геомагнитным полем. Оно имеет почти дипольную форму. Магнитный и географический полюса не совпадают. Как и магнитное поле Солнца, геомагнитное поле меняет полярность (инверсии магнитного поля). Однако, в случае Земли периодичность этого процесса остаётся под вопросом, а характерные времена составляют от десятков тысяч лет до десятков миллионов лет. Вблизи земной поверхности геомагнитное поле измеряется на специально оборудованных магнитных станциях (обсерваториях). Наблюдения проводятся в общепринятых системах геомагнитных координат: измеряются X, Y, Z, Н, D и I компоненты геомагнитного поля. На рис. 1.2 показано, каким образом определяется каждая компонента. X компонента направлена строго на географический север, Y — на восток, Z перпендикулярна плоскости XY и направлена к центру Земли. Я копонента, или просто горизонтальная компонента, является проекцией вектора геомагнитно-

го поля на плоскость XV, то есть указывает на магнитный север. V компонента, или склонение, определяется углом между направлением на географический и магнитный север. I компонента, наклонение, определяется углом между плоскостью ХУ и вектором геомагнитного поля. Полная интенсивность магнитного поля Земли, соответственно определяется по формулам:

р = х/Х2 + У2 +г2

или просто:

^ = у/Н2 +

Так как ось вращения и ось диполя не совпадают, для определения положения относительно магнитного поля Земли используются геомагнитные координаты. Геомагнитная широта (г.м.ш.) отсчитывается от геомагнитного экватора.

Геомагнитное поле само по себе меняется очень медленно. Наблюдаемые у поверхности магнитные вариации в основном вызываются ионосферными и магнитосферными токами.

Географический Магнитный

Рисунок 1.2: Схема определения компонент геомагнитного поля.

Магнитосфера образуется в околоземном космическом пространстве в результате взаимодействия магнитного поля Земли и солнечного ветра. Со стороны Солнца земное магнитное поле сжимается, а поток заряженных частиц солнечного ветра огибает его, образуя с ночной стороны так называемый хвост магнитосферы. Граница магнитосферы и межпланетного магнитного поля — магнитопауза, с подсолнечной стороны находится на расстоянии 6-15 земных радиусов, в зависимости от параметров солнечного ветра.

Ионосфера — верхний слой земной атмосферы, формируется за счёт реакции новообразования на высотах более 60 км. Реакция происходит при взаимодействии нейтральных молекул атмосферы и космического излучения. Из-за повышенной концентрации заряженных частиц ионосфера обладает большой проводимостью, особенно на высотах порядка 100 км. Это обеспечивает возможность замыкания магнитосферных токов через ионосферу. Так возникают продольные

(вдоль магнитных силовых линий) и горизонтальные (поперек силовых линий) ионосферные токовые системы, свойства которых определяются параметрами солнечного ветра.

200 Г-

юот-

0 6 12 18 24 ЦТ J_1_I_I_I_Ш_I_I_

1007

-юот-

-200Т-

-зоот

Juty 20, 1960

вос!Ьауп

ОТ—

чоог-

-200у -

-300?-

-400 у -

ЗООу-

2001

ЮО7-

Оу--

0 6 12 18 24 ит

_I-1_I_I_I_' ■ '

.Му 3,1960

Н

6ос1Ьауп

т-1—1—1-1—1-1—I-1-

О 6 12 18 24 иТ

Рисунок 1.3: Эффект Свальгарда-Мансурова; слева: геомагнитные вариации в Z и Н компонентах поля соответственно на станциях Туле и Годхавн во время отрицательной полярности ММП; справа: то же самое для положительной полярности ММП. Графики из

работы Свальгарда [3].

1.3 Эффект Свальгарда-Мансурова

Исследуя вариации геомагнитного поля на полярных станциях, Свальгард [3] и Мансуров [4], обнаружили, независимо друг от друга, следующий эффект: для противоположных полярностей ММП наблюдались разные типы геомагнитных вариаций. Так на высокоширотной станции Туле (84.4° г.м.ш.) в северном полушарии, когда ММП имело положительную полярность, в вертикальной компоненте геомагнитного поля наблюдались отрицательные отклонения от среднесуточного уровня. Наоборот, в случае ММП отрицательной полярности геомагнитное поле демонстрировало положительные отклонения в Z компоненте. Примеры данных геомагнитных вариаций из работы Свальгарда [3] приведены на рис. 1.3. Эта закономерность получила название эффекта Свальгарда-Мансурова. Позднее Фрис-Кристенсен и Вильем [8] установили, что исследуемые вариации вызваны эквивалентной ионосферной токовой системой DPY (Disturbance Polar current powered by azimuthal Y component of the IMF). Система расположена на геомагнитной широте ~80°. Направление и интенсивность этих токов определяются знаком и величиной Y компоненты (азимутальной) межпланетного магнитного поля. В большинстве случаев знак By совпадает с полярностью ММП. Непосредственно под DPY токовой системой возникают вариации в горизонтальной Н компоненте геомагнитного поля, а в вертикальной Z компоненте вариации противоположны по разные стороны от DPY.

Таким образом, исследуя соответствующие вариации компонент геомагнитного поля, можно восстанавливать полярность ММП. Это даёт возможность реконструировать секторную структуру ММП для периодов, когда спутниковые измерения не проводились. Первые методы, решающие данную задачу, были представлены Свальгардом [9-11] и Мансуровым [12,13]. На основе геомагнитных данных Н компоненты субавроральной станции Годхавн, Свальгарду удалось восстановить полярность ММП вплоть до 1926-го года. Веннерстрём с соавторами разработала метод, который на основе геомагнитных данных субавроральной станции Ситка, позволил восстановить полярность вплоть до 1905-го года [14]. Ещё один метод был представлен Берти и соваторами [15]. Данные методы будут разобраны в главах 2 и 3.

Глава 2

Геомагнитные данные

2.1 Обзор геомагнитных данных

Как уже было сказано выше, нам известно о четырёх подходах к проблеме восстановления секторной структуры ММП в доспутниковый период. Это методы Свальгарда [9-11], Мансурова [12,13] и групп Веннерстрём [14] и Берти [15]. Данные работы отличаются друг от друга не только методиками, но и используемыми в них геомагнитными данными. Выбор станции определяет не только точность метода, но и возможность реконструкции секторной структуры в тот или иной период.

В данной работе важным приоритетом является именно то, насколько глубоко в прошлое можно восстановить полярность ММП. Поэтому сначала будут рассмотрены все перечисленные выше методы в порядке увеличения интервала покрытия доспутникового периода. Основной задачей для Мансурова было восстановление полярности ММП с максимальной точностью. Поэтому определение полярности производилось только по вариациям вертикальной компоненты геомагнитного поля полярных станций, то есть расположенных на геомагнитных широтах Фс > 80°. Важным также было наличие данных как из северного полушария, так и из южного. Это обеспечивало высокую надежность восстановления полярности ММП как летом, так и зимой. Поэтому в своем каталоге [13] Мансуров приводит данные, начиная с 1957-го года, когда стали одновременно доступны геомагнитные наблюдения полярных станций северного полушария — Туле и Резолют Бэй, и южной станции Восток. Подробная информация о географических и геомагнитных координатах станций представлена в Таблице 2.1, там же указаны периоды работы станций. Положение станций также можно увидеть на рис. 2.1 Таким образом, наложение таких жестких условий приводит к тому, что интервал определения полярности в доспутниковый период составляет всего лишь 8 лет (учитывая, что ежедневные спутниковые измерения ММП доступны с 1965-го года). Тех же принципов придерживались и Берти с соавторами [15], используя геомагнитные наблюдения станций Туле и Восток.

Свальгард обнаружил, что вариации горизонтальной компоненты геомагнитного поля на станции Годхавн также зависят от секторной структуры ММП [11]. Но так как эта станция расположена на геомагнитной широте Фс = 77.5°, то есть гораздо ниже полярных станций, эффект

Таблица 2.1: Список станций, использовавшихся для восстановления полярности в работах Свальгарда, Мансурова и Веннерстрём.

Станция Геог.коор-ты Геом.коор-ты (2014) Период работы

Восток 78.5Sil06.9E 83.8Б 1958-2010

Туле 77.5Nj290.8E 84.4К 1947-2010

Резолют 74.7Nj265.lE 82^ 1957-2010

Годхавн 69.3Nj306.5E 74^ 1926-2006

Ситка 57.lNj224.7E 59.Ж 1902-2010

Соданкила 67.4Nj26.6E 64^ 1914-2009

Свальгарда-Мансурова здесь слабее — вариации имеют меньшую амплитуду. Однако, Годхавн в некотором смысле уникальна — это первая геомагнитная станция, обеспечившая измерения геомагнитного поля в субполярной зоне (с 1926-го года). И хотя восстановление полярности по одной станции северного полушария — менее надежный способ, критиковавшийся также за зависимость результатов от геомагнитной активности [16], благодаря этим данным Свальгарду удалось восстановить секторную структуру ММП за значительно более длительный период, начиная с 1926-го года. При этом качество восстановленной полярности предположительно оставалось на высоком уровне. Сравнение со спутниковыми наблюдениями показало, что полярность, восстановленная с помощью геомагнитных данных станции Годхавн, была определена верно в ~80% случаев [11].

Долгое время каталоги Свальгаарда и Мансурова были единственными источниками информации о секторной структуре ММП в доспутниковую эпоху. Но в 2001-м году Веннерстрём с соавторами [14] возродила интерес к эффекту Свальгарда-Мансурова и реконструкции секторной структуры в прошлом. Один из важных выводов этой работы состоял в том, что влияние ионосферной токовой системы БРУ, ответственной за эффект Свальгарда-Мансурова, распространяется и на субавроральные широты 50° < Фс < 70°. В качестве доказательства, для восстановления полярности ММП Веннерстрём использует геомагнитные данные субавроральных станций Ситка и Соданкила (Фс = 59.8° и Фс = 63.6°). Сравнение результатов со спутниковыми измерениями показало, что точность метода при этом составляет ~ 75% и ~ 73% совпадений соответственно. Более того, так как эти станции были основаны раньше, чем станция Годхавн, Веннерстрём удалось расширить каталог полярностей вплоть до 1905-го года.

Таким образом, по данным субавроральных станций можно реконструировать секторную структуру в прошлом. Несмотря на то, что надежность метода при использовании таких геомагнитных данных несколько меньше, их значение нельзя недооценивать. Исторически сложилось так, что с развитием интереса к земному магнетизму в начале 19-го века первые геомагнитные станции начали появляться в Европе, то есть на средних и субавроральных широтах. Как уже говорилось, первые полярные станции появились гораздо позднее, лишь в 20-м веке. Поэтому в нашей работе было решено исследовать возможность восстановления полярности с помощью

Рисунок 2.1: Положение геомагнитных станций, наблюдения которых использовались для восстановления полярности в работах [9-15]. В скобках указана геомагнитная широта.

наблюдений первых европейских станций. На сегодняшний день существенная часть архивных геомагнитных данных доступна в цифровом виде и готова к применению. Однако, до сих пор оцифрованы не все имеющиеся измерения геомагнитного поля. Следующий раздел посвящен описанию используемых в работе геомагнитных данных, их обработке и анализу.

2.2 Геомагнитные наблюдения в 19-м веке 2.2.1 Введение

С открытием Хансом Кристианом Эрстедом электромагнитного взаимодействия и позже, благодаря таким известным физикам, как Фарадей и Ампер, теоретические исследования геомагнетизма в 1820-х годах стали усиленно развиваться. К этому времени точность инструментов для измерения геомагнитного поля значительно возросла по сравнению с 18-м веком, и в Европе начали появляться постоянно действующие геомагнитные обсерватории. Одна из первых таких обсерваторий была основана в Париже уже в 1810-х годах. Ведущей фигурой геомагнитного

сообщества в начале 19-го века был Александр фон Гумбольдт. В основном его усилиями сети геомагнитных станций появились в Великобритании, Франции, Германии и России. С 1836-го года устройство обсерваторий и производство измерений стали регулироваться Гёттингенским Магнитным Союзом, международной организацией основанной в Гёттингене и возглавляемой Карлом Гауссом и Максом Вебером. За небольшой промежуток времени в 1840-х более 20 геомагнитных обсерваторий было организовано по всему миру.

Ведущим российским ученым в области геомагнетизма и метеорологии был Адольф Купфер (рис. 2.2). В 1820—1821 годах в Гёттингенском университете он прослушал курс лекций знаменитого Гаусса, после чего приехал в Петербургскую Академию наук и Горный институт для подготовки диссертации по минералогии. Начиная с 30-х годов 19-го века по предложению Гумбольдта основное внимание Купфера было направлено на создание сети магнитных и метеорологических обсерваторий. Поддержку Купфер нашел в Российском правительстве (в лице министра финансов Канкрина) и у горнопромышленников. Б 1833-м году он составил проект учреждения системы магнитных и метеорологических наблюдений в различных местах Российской империи. В Санкт-Петербурге же планировалось создать обсерваторию, названную позже Главной физической обсерваторией (ГФО), в которой, кроме собственных наблюдений, должны были готовить наблюдателей для остальных обсерваторий и сосредоточить все материалы наблюдений, их обработку, контроль и публикацию. В 1834-м году проект был утвержден, и уже в 1835-м году Купфер организовал новые магнитные станции — в Санкт-Петербурге, Екатеринбурге, Барнауле и Нерчинске (по материалам исторического обзора О. М. Распопова [17]). В 1838-м году была основана магнитная обсерватория в Хельсинки в Финляндии, входившей в то время в состав Российской империи. Все станции были оборудованы геомагнитными инструментами, разработанными в Гёттингене «Магнитным союзом». Магнитные наблюдения производились несколько раз в день. Но в 1841-м году эта работа приобрела более обстоятельный характер, когда начались регулярные магнитные наблюдения с часовым разрешением. Каждое часовое значение являлось средним по пяти наблюдениям, производившимся в течение 15-секундных интервалов. Благодаря этому, сегодня наблюдения геомагнитного поля в российских обсерваториях достпуны вплоть до 1841-го года.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Вохмянин, Михаил Владимирович, 2014 год

Литература

1. Parker Е. N. Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields // Astrophys. J. 1958. T. 128. C. 664-676.

2. Wilcox J. M., Ness N. E Quasi-Stationary Corotating Structure in the Interplanetary Medium // J. Geophys. Res. 1965. T. 70. C. 5793-5805.

3. Svalgaard L. Sector structure of the interplanetary magnetic field and daily variation of the geomagnetic field at high latitudes // Geophys. Pap. R-6, Dan. Meteorol. Inst., Lyngbyvej. 1968.

4. Мансуров С. M. Новые доказательства связи между магнитными полями в космическом пространстве и Земли // Геомагнетизм и аэрономия. 1969. Т. 9, № 4. С. 768-770.

5. Smith Е. J., Tsurutani В. Т., Rosenberg R. L. Observations of the interplanetary sector structure up to heliographic latitudes of 16°: Pioneer 11 // J. Geophys. Res. 1978. T. 83, № A2. C. 717-724.

6. Jokipii J. R., Thomas B. Effects of drift on the transport of cosmic rays. IV - Modulation by a wavy interplanetary current sheet//Astrophys. J. 1981. T. 243. C. 1115-1122.

7. Wilcox J. M., Ness N. E Solar Source of the Interplanetary Sector Structure // Sol. Phys. 1967. Т. 1. C. 437-445.

8. Friis-Christensen E., Wilhjelm J. Polar cap currents for different directions of the interplanetary magnetic field in the Y-Z plane // J. Geophys. Res. 1975. T. 80, № ю. С. 1248-1260.

9. Svalgaard L. Interplanetary magnetic-sector structure, 1926—1971 // J. Geophys. Res. 1972. T. 77(22), № 22. C. 4027-4034.

10. Svalgaard L. An Atlas of Interplanetary Sector Structure 1947-1975. Institute for Plasma Research, Stanford University, 1975.

11. Svalgaard L. On the use of Godhavn H component as an indicator of the interplanetary sector polarity // J. Geophys. Res. 1975. T. 80, № 19. C. 2717-2722.

12. On the inference of sector polarity of the interplanetary magnetic field from the types of geomagnetic variations at near-polar stations / S. M. Mansurov, L. G. Mansurova, G. R. Heckman [и др.] // IAGA Bulletin 34. 1973. T. 610.

13. Мансуров С. M. Каталог С. М. Мансурова. Полярность межпланетного магнитного поля за период 1957-1983 гг. // Препринт № 52(526). 1984. С. 1-29.

14. Vennerstroem S., Zieger В., Friis-Christensen Е. An improved method of inferring interplanetary sector structure, 1905-present // J. Geophys. Res. 2001. T. 106, №A8. C. 16011-16020.

15. Interplanetary magnetic field polarities derived from measurements of the northern and southern polar geomagnetic field / R. Berti, M. Laurenza, G. Moreno [и др.] // J. Geophys. Res. 2006. T. 111. С. A06109.

16. Fougere P. E. Dependence of inferred magnetic sector structure upon geomagnetic and solar activity//Planet. Space Sei. 1974. T. 22. С. 1173-1184.

17. Развитие геомагнитных исследований в России: от начала наблюдений до 1918 г. / О. М. Распопов, Ю. А. Копытенко, М. А. Эфендиева [и др.] // История наук о Земле. 2009. Т. 2, № 1. С. 10-35.

18. Nevanlinna H. Gauss' H-Variometer at the Helsinki Magnetic Observatory 1844-1912 // J. Geomag. Geoelectr. 1997. T. 49. C. 1209-1215.

19. Kupffer A. T. Annales de l'Observatoire Physique Central de Russie (1847-1862) // St.-Petersbourg: l'Imprimerie de A. Jacobson. 1853-1865.

20. Wild H. Annalen der Physikalischen Centrai-Observatoriums, 1870-1894 // St.-Petersburg, Buchdruckerei der Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften. 1872-1895.

21. Rykatchew M. Annales de l'Observatoire Physique Central, 1895-1897 // St.-Petersbourg: Imprimerie de l'Academie Imperiale des sciences. 1896-1898.

22. Rykatchew M. Annales de l'Observatoire Physique Central Nikolas, 1898-1905 // St.-Petersbourg: Imprimerie de l'Academie Imperiale des sciences. 1899-1908.

23. Nevanlinna H., Häkkinen L. Results of Russian geomagnetic observatories in the 19th century: magnetic activity, 1841-1862 //Ann. Geophys. 2010. T. 28. C. 917-926.

24. Nervander J. J. Observations faites a l'observatoire Magnétique et Météorolique de Helsingfors 1844-1848 // Vol. I-IV, Helsinki. 1850.

25. Nevanlinna H. Results of the Helsinki magnetic observatory 1844-1912 // Ann. Geophys. 2004. T. 22. C. 1691-1704.

26. Экстремально сильная геомагнитная буря 2-3 сентября 1859 г. по архивным магнитным данным российской сети наблюдений / М. И. Тясто, Н. Г. Птицына, И. С. Веселовский [и др.] // Геомагнетизм и аэрономия. 2009. Т. 49, № 2. С. 163-173.

27. Г. Птицына Н., Тясто М. И., Храпов Б. А. Вековые вариации магнитного поля земли в Санкт-Петербурге и прилегающей территории по историческим данным за 1630—1930 гг. // Геомагнетизм и аэрономия. 2013. Т. 53, № 5. С. 684-691.

28. Svalgaard L., Cliver Е. W. The IDV index: Its derivation and use in inferring long-term variations of the interplanetary magnetic field strength // J. Geophys. Res. 2005. T. 110. С. A12103.

29. Svalgaard L., Cliver E. W. Interhourly variability index of geomagnetic activity and its use in deriving the long-term variation of solar wind speed // J. Geophys. Res. 2007. T. 112. С. A10111.

30. Svalgaard L., Cliver E. W. Heliospheric magnetic field 1835-2009 // J. Geophys. Res. 2010. T. 115. С. A09111.

31. Reconstruction of geomagnetic activity and near-Earth interplanetary conditions over the past 167 yr - Part 1: A new geomagnetic data composite / M. Lockwood, L. Barnard, H. Nevanlinna [и др.] //Ann. Geophys. 2013. T. 31. C. 1957-1977.

32. Reconstruction of geomagnetic activity and near-Earth interplanetary conditions over the past 167 yr - Part 2: A new reconstruction of the interplanetary magnetic field / M. Lockwood, L. Barnard, H. Nevanlinna [и др.] // Ann. Geophys. 2013. T. 31. C. 1979-1992.

33. Svalgaard L. Correction of errors in scale values for magnetic elements for Helsinki // Ann. Geophys. 2014. T. 32. C. 633-641.

34. Reconstruction of geomagnetic activity and near-Earth interplanetary conditions over the past 167 yr — Part 3: Improved representation of solar cycle 11 / M. Lockwood, H. Nevanlinna, M. Vokhmyanin [и др.] // Ann. Geophys. 2014. T. 32, № 4. C. 367-381.

35. Г. Птицына H., Тясто M. И., Храпов Б. А. Очень большие геомагнитные бури в 1841-1870 гг. по данным сети российских геомагнитных обсерваторий // Геомагнетизм и аэрономия. 2012. Т. 52, № 5. С. 649-659.

36. Mayaud Р. N. The аа indices: A 100-year series characterizing the magnetic activity // J. Geophys. Res. 1972. T. 77. C. 6870-6874.

37. Love J. J. Long-term biases in geomagnetic К and aa indices // Ann. Geophys. 2011. T. 29. C. 1365-1375.

38. Понявин Д. И. Восстановление полярности межпланетного магнитного поля в прошлом // Геомагнетизм и аэрономия. 1991. Т. 31. С. 1094.

39. Russell С. Т., McPherron R. L. Semiannual variation of geomagnetic activity // J. Geophys. Res. 1973. T. 78, № 1. C. 92-108.

40. Campbell W. H., Matsushita S. Correspondence of solar field sector direction and polar cap geomagnetic field changes for 1965 // J. Geophys. Res. 1973. T. 78. C. 2079-2087.

41. Russell C. T., Rosenberg R. L. On the limitations of geomagnetic measures of interplanetary magnetic polarity // Sol. Phys. 1974. T. 37. C. 251-256.

42. Russell C. T., Fleming B. K., Fougere P. F. On the sensitivity of modern inferences of interplanetary magnetic polarity to geomagnetic activity // J. Geophys. Res. 1975. T. 80. C. 4747-4750.

43. Fougere P. F. Comment on inferred and measured interplanetary sector structure // J. Geophys. Res. 1989. T. 94. C. 7015-7016.

44. Parker E. N. Interplanetary Dynamical Processes // Interscience Monographs and Texts in Physics and Astronomy,8,Interscience Publishers, New York. 1963.

45. Russell C. T. Geophysical Coordinate Transformations // Cosmic. Electrodyn. 1971. T. 2. C. 184196.

46. Vokhmyanin M. V., Ponyavin D. I. Inferring interplanetary magnetic field polarities from geomagnetic variations //J. Geophys. Res. 2012. T. 117. C. A06102.

47. Vokhmyanin M. V., Ponyavin D. I. Reconstruction of the Sector Structure of the Interplanetary Magnetic Field by Geomagnetic Station Data // Geomagnetism and Aeronomy. 2012. T. 52, № 6. C. 717-724.

48. Vokhmyanin M. V., Ponyavin D. I. Sector structure of the interplanetary magnetic field in the 19th century // Geoph. Res. Lett. 2013. T. 40. C. 3512-3516.

49. Sabine E. On periodical laws discoverable in the mean effects of the larger magnetic disturbances -No. Ill // Phil. Trans. Roy. Soc. London. 1856. T. 146. C. 357.

50. Cortie A. L. Sunspots and terrestrial magnetic phenomena, 1898—1911: The cause of the annual variation in magnetic disturbances // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1912. T. 73. C. 52.

51. Bartels J. Terrestrial-magnetic activity and its relations to solar phenomena // Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity. 1932. T. 37, № 1. C. -52.

52. Mcintosh D. H. On the annual variation of magnetic disturbance // Phil. Trans. Roy. Soc. London, Ser. A. 1959. T. 251. C. 525.

53. Svalgaard L., Cliver E. W., Ling A. G. The semiannual variation of great geomagnetic storms // Geoph. Res. Lett. 2002. T. 29. C. 12-1-12-4.

54. Cliver E. W., Kamide Y., Ling A. G. Mountains versus valleys: Semiannual variation of geomagnetic activity // J. Geophys. Res. 2000. T. 105, № A2. C. 2413-2424.

55. Cliver E., Svalgaard L., Ling A. Origins of the semiannual variation of geomagnetic activity in 1954 and 1996 // Ann. Geophys. 2004. T. 2. C. 93-100.

56. McPherron R. L., Baker D. N., Crooker N. U. Role of the Russell-McPherron effect in the acceleration of relativistic electrons // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 2009. T. 71. C. 1032-1044.

57. Svalgaard L., Wilcox J. M. Long term evolution of solar sector structure // Sol. Phys. 1975. T. 41, № 2. C. 461-475.

58. Sheeley N. R. Jr., Harvey J. W. Coronal holes, solar wind streams, and geomagnetic disturbances during 1978 and 1979 // Sol. Phys. 1981. T. 70, № 2. C. 237-249.

59. Sheeley N. R. Jr., DeVore C. R. The origin of the 28- to 29-day recurrent patterns of the solar magnetic field // Sol. Phys. 1986. T. 104, № 2. C. 425^29.

60. Котов В. А., Левицкий Л. С. Дискретность периодов вращения солнечного и межпланетного магнитных полей // Известия Крымской астрофизической обсерватории. 1983. Т. LXVIII. С. 56-68.

61. Antonucci Е., Hoeksema J. Т., Scherrer P. Н. Rotation of the photospheric magnetic fields: a north-south asymmetry // Astrophys. J. 1990. T. 360. C. 296-304.

62. Knaack R., Stenflo J. O., Berdyugina S. V. Evolution and rotation of large-scale photospheric magnetic fields of the Sun during cycles 21-23 //A&A. 2005. T. 438. C. 1067-1082.

63. Lawrence J. K., Cadavid A. C., Ruzmaikin A. Rotational Quasi-Periodicities and the Sun— Heliosphere Connection // Sol. Phys. 2008. T. 252, № 1. C. 179-193.

64. Svalgaard L. Polar cap magnetic variations and their relationship with the interplanetary magnetic sector structure // J. Geophys. Res. 1973. T. 78, № 13. C. 2064-2078.

65. Lomb N. R. Least-squares frequency analysis of unequally spaced data // Astrophysics and Space Science. 1976. T. 39, № 2. C. 447-462.

66. Scargle J. D. Studies in astronomical time series analysis. II - Statistical aspects of spectral analysis of unevenly spaced data // Astrophys. J. 1982. T. 263. C. 835-853.

67. The solar magnetic field and the solar wind: Existence of preferred longitudes / M. Neugebauer, E. J. Smith, A. Ruzmaikin [и др.] // J. Geophys. Res. 2000. T. 105, № A2. C. 2315-2324.

68. Numerical recipes in Fortran 77: the art of scientific computing / W. H. Press, S. A. Teukolsky, W. T. Vetterling [и др.]. Cambridge University Press, NY, USA, 1992. Т. 1.

69. Savransky D. Lomb (Lomb-Scargle) Periodogram. 2008. Matlab Central. File Exchange: http://www.mathworks.com/matlabcentral/fileexchange.

70. Snodgrass H. В., Ulrich R. K. Rotation of Doppler features in the solar photosphere // Astrophys. J. 1990. T. 351. C. 309-316.

71,

72,

73,

74

75.

76,

77,

78,

79,

80

81

82

83,

84

85.

Обридко В. Н., Шельтинг Б. Д. Крупномасштабное магнитное поле на Солнце: экваториальная область // Астрономический журнал. 2000. Т. 77, № 2. С. 124-133.

Rosenberg R. L., Coleman R J. Heliographic latitude dependence of the dominant polarity of the interplanetary magnetic field // J. Geophys. Res. 1969. T. 74, № 24. C. 5611-5622.

Wilcox J. M., Sherrer R H. Annual and solar-magnetic-cycle variations in the interplanetary magnetic field, 1926-1971 //J. Geophys. Res. 1972. T. 77, № 28. C. 5385-5388.

Moussas X., Tritakis B. Latitudinal and solar-cycle dependence of the interplanetary magnetic field predominant polarity // Sol. Phys. 1982. T. 75. C. 361-375.

Echer E., Svalgaard L. Asymmetry in the Rosenberg-Coleman effect around solar minimum revealed by wavelet analysis of the interplanetary magnetic field polarity data (1927-2002) // Geoph. Res. Lett. 2004. T. 31. C. L12808.

Hiltula Т., Mursula K. Long dance of the bashful ballerina // Geoph. Res. Lett. 2006. T. 33, № 3. C. L03105.

Hiltula Т., Mursula K. HMF sectors since 1926: Comparison of two ground-based data sets // Advances in Space Research. 2007. T. 40, № 7. C. 1054-1059.

Chapman S., Bartels J. Geomagnetism. Oxford Univ. Press., New York, 1940. Т. I. C. 328-337.

Bell J. Т., Gussenhoven M. S., Mullen E. G. Super storms // J. Geophys. Res. 1997. T. 102, № A7. C. 14189-14198.

The extreme magnetic storm of 1-2 September 1859 / В. T. Tsurutani, W. D. Gonzalez, G. S. Lakhina [и др.] // J. Geophys. Res. 2003. T. 108, № A7. C. 1268.

Carrington R. C. Description of a singular appearance seen in the Sun on September 1, 1859 // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1859. Т. XX. C. 13.

Hodgson R. On a curious appearance seen in the Sun // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1859. Т. XX. C. 15.

Kimball D. S. A study of the aurora of 1859 // Sci. Rpt. 6. 1960. T. UAG-R109.

Extreme geomagnetic storms, recent Gleissberg cycles and space era-superintense storms / W. D. Gonzalez, E. Echer, A. L. Clua de Gonzalez [и др.] // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 2011. T. 73, № 11-12. C. 1447-1453.

Jones H. S. Royal Greenwich Observatory Sunspot and Geomagnetic Storm Data. Her Majesty's Stationery Office, London, 1955. C. 79.

86. Cliver E. W., Svalgaard L. The 1859 Solar-Terrestrial Disturbance And the Current Limits of Extreme Space Weather Activity // Sol. Phys. 2004. T. 224, № 1-2. C. 407-422.

87. Moos N. A. F. Magnetic Observations Made at the Government Observatory, Bombay 1846-1905, part II: The Phenomenon and its Discussion. Gov. Cent. Press, Bombay, India, 1910.

88. Д. Зосимович И. Геомагнитная активность и устойчивость корпускулярного поля Солнца // М.: Наука. 1981. С. 191.

Список рисунков

1.1 Слева: схема почти плоского гелиосферного токового слоя [5]: М — ось магнитного диполя, О, — ось вращения; справа: модель ГТС на расстоянии 75 а.е. [6]. . . 9

1.2 Схема определения компонент геомагнитного поля................... 10

1.3 Эффект Свальгарда-Мансурова; слева: геомагнитные вариации в Z и Н компонентах поля соответственно на станциях Туле и Годхавн во время отрицательной полярности ММП; справа: то же самое для положительной полярности ММП. Графики из работы Свальгарда [3]............................ 11

2.1 Положение геомагнитных станций, наблюдения которых использовались для восстановления полярности в работах [9-15]. В скобках указана геомагнитная широта. 15

2.2 Адольф Купфер....................................... 16

2.3 Таблица магнитных измерений склонения в Санкт-Петербурге, январь 1870; синим цветом выделена область распознавания документа................ 18

2.4 Положение европейских геомагнитных станций, используемых в нашем методе

для восстановления полярности ММП. В скобках указана геомагнитная широта. . 19

2.5 Горизонтальная компонента геомагнитного поля в Санкт-Петербурге (красным) по данным ежегодных сборников магнитных наблюдений; значения поля в Хельсинки показаны синим и зелёным (+773 нТл) цветом.................. 22

2.6 Исправленная Н компонента геомагнитного поля в Санкт-Петербурге (красным) в сравнении со значениями для Хельсинки (синим); чёрной пунктирной линией показан тренд к которому сводились значения Н компоненты поля в Санкт-Петербурге. 24

2.7 Часовые значения склонения в Санкт-Петербурге по данным ежегодных сборников магнитных наблюдений (красным); зелёным цветом показаны исправленные

значения; синим цветом показаны значения D в Хельсинки.............. 25

2.8 Часовые значения горизонтальной Н компоненты геомагнитного поля в Санкт-

Петербурге и Хельсинки с 21 ноября по 6 декабря 1860 г. .............. 25

2.9 Часовые значения склонение в Екатеринбурге до (синим) и после (зелёным) корректировки.......................................... 27

2.10 Суточный ход склонения в Екатеринбурге. Цветом указны разные периоды.....29

2.11 Суточный ход горизонтальной компоненты (слева) и склонения (справа) в Санкт-Петербурге. Верхние графики для 1870-1914 гг.; нижние для 1850-1862 (красным)

и 1954-1963 гг. (зеленым)................................. 31

2.12 Суточный ход горизонтальной компоненты (слева) и склонения (справа) в Хельсинки. Верхние графики для 1844-1881 гг.; нижние для 1882-1897 (красным) и 1954-1963 гг. (зеленым).................................. 32

2.13 Коэффициенты корреляции Яс между 6Н^рЬ и (данные Хельсинки сдвинуты на час назад) — синий; между и бН1^ (данные Хельсинки сдвинуты на час вперёд) — красный и между и 5Н%е1 — зелёный; аналогично для склонения. 33

2.14 Коэффициенты корреляции Дс между

5нэрЬ

и (данные Хельсинки сдвинуты на час назад) — синий; между 5Н^рЬ и 5Н^е\ (данные Хельсинки сдвинуты на час вперёд) — красный и между 5ЩрЬ и 5Н%е1 — зелёный после исправления времени;

аналогично для склонения..................................................................34

2.15 Суточные значения аа и 1НУ(Ы) индексов в нТл за 1953-1988 гг.....................36

2.16 Индексы геомагнитной активности: красным — IНУ(1(1), домноженный на 2, и синим — аа индекс в 1953-м году....................................37

3.1 Суточные вариации горизонтальной Н компоненты геомагнитного поля на станции Годхавн в 1950-м году. Графики из работы Свальгарда [11]. Типичная суточная кривая для положительной полярности отмечена буквой «А», для отрицательной — «С».......................................... 39

3.2 Средние суточные вариации в X компоненте геомагнитного поля на станции Годхавн в зависимости от сезона года (часть рис. 3 из работы Веннерстрём [14]); тонкая кривая получена для значений Ву > 2 нТл, толстая для Ву < —2 нТл. ... 40

3.3 Верхний ряд: средние суточные кривые Н,0 и Z компонент 1 июня 1970 года при Ву > 0 (красным) и Ву < 0 (синим); нижний ряд: разница между кривыми

за весь год, фиолетовой пунктирной линией отмечено 1 июня............. 42

3.4 Усредненные за 1966-2005 года диаграммы различий между типовыми суточными вариациями для А и Т дней на станции Годхавн..................... 43

3.5 Усредненные за 1971-1978 года значения диаграмм интенсивности эффекта Свальгарда-Мансурова в зависимости от скорректированной геомагнитной широты. 44

3.6 Приблизительная схема БРУ ионосферной токовой системы в северном полушарии при положительных значениях Ву.......................... 44

3.7 Диаграммы интенсивности геомагнитного эффекта Ву компоненты ММП для станций Екатеринбург, Аннамалайнагар и Туланги; местный полдень указан фиолетовой пунктирной линией................................ 45

3.8 Разница между средними осенними (250-350 дни) и весенними (60-160 дни) значениями интенсивности геомагнитного эффекта Ву компоненты ММП в зависимости от скорректированной геомагнитной широты (1971-1978 гг.)......... 46

3.9 Функция для расчёта весовых коэффициентов геомагнитных вариаций........ 47

3.10 Диаграммы распределения геомагнитного эффекта Ву компоненты ММП в вертикальной Z компоненте на станциях Туле и Екатеринбург и соответствующие им весовые коэффициенты (ТУ)................................ 49

3.11 Рисунки 6 и 7 из работы Свальгарда [11]: Вариации Н на станции Годхавн и Ъ на станции Туле, Ву > 0; а) типичные суточные вариации верно отображают полярность; б) суточные вариации Годхавна ошибочно классифицируются как дни положительной полярности................................ 51

3.12 Средние суточные кривые в Я компоненте станции Годхавн для Ву > 0, Ву < 0

и \Ву \ < 2 нТл. Слева для аа < 30, справа для аа > 30................. 52

3.13 Выбор оптимальных значений АЫ (верхний график) и А аа (нижний график) для расчёта фонового поля Я компоненты станции Годхавн в январе на основе значений точности метода (в) для отрицательной (синяя кривая) и положительной полярностей (красная) и для общего значения (зелёная); вертик. пунктирная линия — оптимальное значение................................ 54

3.14 Июль 2005: первый график сверху — аа индекс геомагнитной активности, второй — вариации и фоновые значения Н компоненты станции Годхавн, третий — Ву компонента ММП в системе вБМ, четвёртый — отклонения Н компоненты от фоновых значений...................................... 55

3.15 Диаграммы Бартельса полярности Ву компоненты и (Ву — Вх) — полярности ММП с 1997 по 2009 гг., жёлтым квадратом размером [5x5] — окно сглаживания. 58

3.16 Весовые коэффициенты сглаживающего окна; к — номер строки относительно исследуемой ячейки диаграммы, п — номер столбца.................. 59

3.17 Восстановленная полярность Р^ по данным станции Воейково в 1970-м году, синим — до, красным — после выравнивания средних ампилитуд Р*......... 60

3.18 Диаграммы восстановленной по данным Санкт-Петербурга (Я и П) полярности: до и после сглаживания; справа — полярность ММП по спутниковым данным (1970-1980)......................................... 61

4.1 Распределение углов ф между осью X и суточными значениями ВХу в йБМ, ОЭЕ

и ввЕС? координатных системах за 1963-2013 гг.................... 63

4.2 Определения полярности ММП, распределённого вдоль спирали Паркера в вБЕС^ системе............................................ 64

4.3 Точность восстановления полярности для разных компонент (цветом) и разной полярности (пунктир/сплошная кривая) в зависимости от месяца на станции Туле (верхний график) и Восток (нижний график)...................... 67

4.4 Точность восстановления полярности для разных компонент (цветом) и разной полярности (пунктир/сплошная кривая в зависимости от месяца на станции Нур-миярви (верхний график) и Высокая Дубрава (нижний график)............ 68

4.5 Среднегодовая точность метода для отдельных станций (тонкие линии в верхней части графика), ниже толстыми линиями изображены среднегодовые значения чисел пятен (красный), 1НУ (синий) и аа (зелёный) индексы геомагнитной активности............................................. 73

4.6 Среднегодовые значения чисел пятен (красный), 1НУ (синий) и аа (зелёный) индексов в относительных единицах........................... 74

4.7 Отношение количества дней с совпадением знаков полярностей, восстановленных по данным Н и И компонент поля, к общему числу дней; Санкт-Петербург (синяя кривая), Хельсинки (красная), Екатеринбург (чёрная) и Потсдам (зелёная)...... 75

4.8 Отношение количества дней с совпадением знаков Р? для различных пар станций. 76

4.9 Отношение количества дней с совпадением знаков Р? для различных пар станций. 76

4.10 Верхний график: среднегодовые значения Ар индекса для дней отрицательной (С days, сплошная кривая) и положительной (A days, пунктирная) полярности. Нижний график: среднегодовые значения Ар индекса (пунктир) и количество С дней в году (сплошная); рисунок их работы [41].................... 77

4.11 Среднегодовые значения аа и удвоенного IHV(ld) (до 1868 г.) индексов для отрицательных и положительных значений восстановленной полярности........ 78

4.12 Средние значения аа индекса для отрицательных и положительных значений By компоненты ММП (в GSM системе координат) за период 1965-2010 гг........ 79

4.13 Средние значения аа индекса для отрицательных и положительных значений восстановленной полярности за период 1844-1964 гг.................... 79

4.14 Разница среднемесячных и среднегодовых значений аа индекса для отрицательных (верхняя диаграмма) и положительных (нижняя) значений восстановленной полярности за период 1844-1964 гг............................ 80

4.15 Возможные значения точности восстановленной полярности в соответствии с оценками по спутниковому периоду; красные пунктирные линии обозначают прибавку стандартных отклонений.............................. 82

5.1 Секторная структура ММП по данным спутника 1МР-1 (рис. 1 из работы Вил-кокса и Нэсса [2]). Знаки «+» и «—» на рисунке отображают среднее за 3 часа направление ММП от Солнца и к Солнцу соответственно............... 84

5.2 Модельная двухсекторная структура ММП с периодом 27 дней (слева), 28 дней (в центре) и ММП с обоими периодами........................... 87

5.3 Спектр модельной секторной структуры, обладающей периодами 27 и 28 дней, по результатам Фурье-преобразования (синим) и алгоритма Ломба (красным).....87

5.4 Спектр периодов вращения секторной структуры по спутниковым данным (верхний график) и по результатам применения метода отдельно для станций Туле, Годхавн и Нурмиярви (нижний график)......................... 88

5.5 Спектр Ломба-Скаргла восстановленной секторной структуры для различных интервалов времени (верхний график) и за весь период исследований (нижний). ... 89

5.6 Кривая синодического периода вращения верхних слоев Солнца в зависимости от гелиошироты......................................... 90

5.7 Средний цикл солнечной активности по данным среднегодовых чисел пятен с 1844 по 2008 гг; цветом обозначены фазы солнечной активности........... 92

5.8 Вверху: усреднённые спектры Ломба для каждого года среднего цикла солнечной активности (с 1-го по 13-й); цветом обозначена принадлежность спектра фазе цикла в соответствии с рис. 5.7; внизу: средние спектры Ломба для четырёх фаз солнечного цикла...................................... 93

5.9 Средние спектры Ломба для четырёх фаз солнечного цикла в диапозоне периодов четырёхсекторной структуры ММП............................ 95

5.10 Отношение количества дней отрицательной полярности (Т) к общему числу (Т+А) по данным спутников (синим) и для полярности, восстановленной по геомагнитным данным станций Туле (красным) и Годхавн (фиолетовым); верхний график

— для сентября, средний — для марта. Нижний график: среднегодовые числа солнечных пятен........................................ 97

5.11 Т/(Т+А) для полярности, восстановленной по данным станций Туле и Годхавн (синим), по данным станций Ситка (красным) и Соданкила (фиолетовым); верхний график — для сентября, нижний — для марта. Вертикальные линии — максимумы солнечной активности................................... 99

5.12 Т/(Т+А) для полярности, восстановленной по данным станций Туле и Годхавн (синим), по данным станций Эскдальмур (красным) и Де Билт (фиолетовым); верхний график — для сентября, нижний — для марта. Вертикальные линии — максимумы солнечной активности............................ 99

5.13 Т/(Т+А) для полярности, восстановленной по данным станций Туле и Годхавн (синим), по данным станций Потсдам (красным) и Екатеринбург (фиолетовым); верхний график — для сентября, нижний — для марта. Вертикальные линии — максимумы солнечной активности............................100

5.14 Т/(Т+А) для полярности, восстановленной по данным станций Туле и Годхавн (синим), по данным станций Хельсинки (красным) и Санкт-Петербург (фиолетовым); верхний график — для сентября, нижний — для марта. Вертикальные линии

— максимумы солнечной активности...........................101

5.15 Т/(Т+А) по данным станций Туле и Годхавн (синим), по данным группы станций Хельсинки, Санкт-Петербург, Де Билт и Эскдальмур(красным); верхний график — для сентября, нижний — для марта. Вертикальные линии — максимумы солнечной активности; фиолетовыми овалами отмечены года минимумов солнечной и геомагнитной активности..................................102

5.16 Итоговая компиляция значений Т/(Т+А); верхний график — в сентябре, нижний —

в марте; вертикальные линии — максимумы солнечной активности..........102

5.17 Восстановленная полярность(голубые области, синим — до сглаживания) для интервала за 54 дня до и спустя 54 дня после бури 1-2 сентября 1859 года; красными овалами отмечен наблюдавшийся после бури и спустя 27 дней сектор положительной полярности.......................................105

5.18 Финальные значения восстановленной полярности в относительных единицах в интервале ±54 дня относительно бурь из таблицы 5.1, для которых уверенно наблюдается смена полярности сектора ММП с «+» на «—» — красным, с «—» на «+» — синим; вверху для весеннего периода (1-5 месяцы), внизу для осеннего (7-11 месяцы)........................................106

5.19 Усреднённые методом наложения эпох финальные значения восстановленной полярности в относительных единицах в интервале ±54 дня относительно события с С9=9, для которых уверенно наблюдается смена полярности сектора ММП; красным для весеннего периода (1-5 месяцы), синим для осеннего (7-11 месяцы). ... 108

А.1 Секторная структура ММП 9-11 циклы.........................125

А.2 Секторная структура ММП 12-14 циклы.........................126

А.З Секторная структура ММП 15-17 циклы.........................127

А.4 Секторная структура ММП 18-20 циклы.........................128

А.5 Секторная структура ММП 21-23 циклы.........................129

Список таблиц

2.1 Список станций, использовавшихся для восстановления полярности в работах

Свальгарда, Мансурова и Веннерстрём.......................... 14

2.2 Список станций, впервые используемых для восстановления полярности (* значения приведены для 1900-го года.)........................... 20

4.1 Совпадение знака ВуС8м и знака полярности в СБЕС^ системе............ 64

II П 7

4.2 Совпадения знака Р{ ' ' и полярности ММП, %................... 66

4.3 Точность восстановления полярности для всех станций до и после (*) корректировки, % .......................................... 70

4.4 Сравнение точности (%) наших результатов с результатами метода Веннерстрём* (Таблица 3 в [14])...................................... 71

4.5 Точность восстановления полярности (%) при суммировании данных разных станций за 1965-1980 гг..................................... 71

5.1 Список выдающихся геомагнитных бурь согласно каталогам [78,80,85] с 1857-го

по 2002-й года........................................104

5.2 Статистика смены полярности сектора ММП для событий С9=9...........107

Приложение А Секторная структура ММП

Рисунок А.1: Секторная структура ММП 9-11 циклы

Рисунок А.2: Секторная структура ММП 12-14 циклы.

Рисунок А.З: Секторная структура ММП 15-17 циклы.

Рисунок А.4: Секторная структура ММП 18-20 циклы.

Рисунок А.5: Секторная структура ММП 21-23 циклы.

&