Межпланетные корональные выбросы массы и их связь с солнечными источниками тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат наук Родькин Денис Геннадьевич

• Родькин Денис Геннадьевич
• кандидат наук
• 2020

Оглавление диссертации кандидат наук Родькин Денис Геннадьевич

ВВЕДЕНИЕ

1. ИДЕНТИФИКАЦИЯ МКВМ В ГЕЛИОСФЕРЕ И ИХ ИСТОЧНИКОВ

В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ

1.1. Критерии идентификации МКВМ и зависимость статистики

ТРАНЗИЕНТНЫХ СОБЫТИЙ ОТ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

1.2. Идентификация солнечных источников МКВМ по оптическим НАБЛЮДЕНИЯМ

1.3. Спектроскопическая диагностика солнечной плазмы с помощью

АНАЛИЗА ТЕМПЕРАТУРНОГО РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОЙ МЕРЫ

эмиссии

1.4. Выводы к главе

2. НАГРЕВ ПЛАЗМЫ КВМ И ФОРМИРОВАНИЕ ЕГО ИОННОГО СОСТАВА В НИЖНЕЙ КОРОНЕ СОЛНЦА

2.1. ИОННЫЙ состав КВМ/МКВМ и его эволюция в солнечной короне

2.2. ФОРМИРОВАНИЕ ионного состава МКВМ В событии

4-7 августа 2011 г

2.2.1. Формирование КВМ 2 августа 2011 г. в короне

2.2.2. Численное МГД-моделирование магнитного жгута КВМ

2.2.3. Эволюция ионного состава КВМ

2.3. ФОРМИРОВАНИЕ зарядового состояния ионов железа в событии

24 ФЕВРАЛЯ 2011 г

2.3.1. Событие 24 февраля 2011 г. и его спектроскопический анализ

2.3.2. Эволюция зарядового состояния ионов железа КВМ

2.4. Выводы к главе

3. КВМ-КВМ И КВМ-ВСП ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ В КОРОНЕ И ГЕЛИОСФЕРЕ И ФОРМИРОВАНИЕ КОМПЛЕКСНЫХ СТРУКТУР СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

3.1. КВМ-ВСП взаимодействие в короне и его влияние на изменение ионного состава транзиентной структуры солнечного ветра

3.2. Идентификация источников и типы комплексных структур, ВОЗНИКАЮЩИХ ПРИ взаимодействии КВМ-КВМ И КВМ-ВСП

В ГЕЛИОСФЕРЕ

3.2.1. Одиночное событие 5 апреля 2010 г. (ЕС)

3.2.2. Событие 11 февраля 2010 г. со слабым КВМ-КВМ взаимодействием (МС1-тип)

3.2.3. Событие 6 августа 2011 г. с сильным КВМ-КВМ взаимодействием (МС2-тип)

3.2.4. Событие 4 февраля 2011 г. с КВМ-ВСП

взаимодействием (МС3-тип)

3.3. Геоэффективность комплексных структур солнечного ветра

3.4. ФОРБУШ-ПОНИЖЕНИЯ, СВЯЗАННЫЕ С ОДИНОЧНЫМИ И КОМПЛЕКСНЫМИ СТРУКТУРАМИ СВ

3.5. Выводы к главе

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

БЛАГОДАРНОСТИ

СПИСОК СОКРАЩЕНИЙ

СПИСОК РАБОТ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Введение

Актуальность и степень разработанности темы исследования

Солнечный ветер (СВ) - истекающий из солнечной короны поток плазмы - является основным компонентом космической среды в околосолнечном пространстве. Возмущения в СВ, возникающие вследствие солнечной активности, порождают геомагнитные бури и изменения в состоянии верхней атмосферы Земли, влияющие на работоспособность космических аппаратов и сложных технических систем на Земле.

В связи с потребностями надежных прогнозов космической погоды, возрастает интерес к исследованиям, посвященным идентификации источников ветра в короне Солнца и определению связи их характеристик с параметрами соответствующих компонент СВ. При этом преимущество имеют оптические наблюдения, которое заключается в получении наиболее ранних данных для диагностики корональных солнечных структур и последующего среднесрочного (3-5 суток) прогноза параметров потоков СВ.

Плазма солнечной короны имеет высокую температуру порядка миллионов градусов Кельвина, поэтому основным источником информации о короне и происходящих в ней явлениях является излучение в вакуумно -ультрафиолетовой (ВУФ) области спектра, регистрируемое телескопами и спектрометрами на космических аппаратах (КОРОНАС [1], STEREO [2], SOHO [3], SDO [4] и т.д.). Ключевым методом исследования механизмов формирования спектров и определения параметров в источнике излучения является спектроскопическая диагностика плазмы, а одной из используемых при этом концепций является понятие дифференциальной меры эмиссии (ДМЭ) [5]. Анализ ДМЭ является важной частью разработанного в ФИАНе в рамках программы КОРОНАС метода изображающей спектроскопии Солнца в рентгеновском и ВУФ диапазонах спектра [6]. ДМЭ определяется как наиболее вероятное распределение по температуре меры эмиссии плазмы, соответствующее измеренным интенсивностям ВУФ излучения в

разнотемпературных спектральных каналах в предположении локального термодинамического равновесия (ЛТР). В случае многокомпонентной плазмы метод ДМЭ позволяет разделить компоненты по температуре, а также обнаружить присутствие нетепловых компонент излучения, вызванных внешними источниками.

Идентификация источников СВ проводится с помощью сопоставления структуры ветра, измеряемой вблизи Земли или других планет солнечной системы, с корональными структурами на Солнце с учетом задержки на время движения СВ в гелиосфере. Существуют различные источники СВ на Солнце, приводящие к образованию 3-х крупномасштабных типов потоков: квазистационарных высокоскоростных потоков (ВСП), потоков медленного СВ и транзиентных потоков СВ (межпланетные корональные выбросы массы - МКВМ). Кроме крупномасштабных потоков, рассматриваются также возмущения СВ, возникающие при взаимодействии перечисленных потоков: ударные волны, области сжатия и их комбинации с основными потоками, гелиосферные токовые слои (ГТС или англ. "НСБ").

ВСП ассоциируются с областями открытого магнитного поля (корональные дыры - КД) [7, 8, 9]. Медленный СВ распространяется в поясе и цепочках корональных стримеров, а также истекает из активных областей, границ низкоширотных КД и областей спокойного Солнца, в которых проявляется мелкомасштабная солнечная активность [8, 10, 11, 12, 13, 14]. МКВМ - относительно сложные по структуре магнитоплазменные сгустки, регистрируемые в СВ, ассоциируются с корональными выбросами массы (КВМ) [15, 16, 17].

КВМ, представляющие из себя расширяющиеся магнитные жгуты или

облака, формируются в результате эрупции протуберанцев или волокон и могут

сопровождаться вспышками или происходить без вспышек и визуально

наблюдаются в короне по оптическим наблюдениям [18, 19, 20]. Создаваемые

ими МКВМ, которые фиксируются по плазменным параметрам

непосредственно при прохождении потока СВ через прибор, в том числе на

5

орбите Земли, отличаются повышенной плотностью, скоростью и напряженностью магнитного поля и обладают высокой геоэффективностью, т.е. вызывают значительные возмущения магнитосферы, приводящие к возникновению умеренных и сильных магнитных бурь. Таким образом, исследование свойств МКВМ и разработка надежных методов их прогнозирования являются актуальными задачами.

В настоящее время для прогнозирования параметров КВМ/МКВМ разрабатываются различные эмпирические и магнитогидродинамические модели [21, 22, 23, 24, 25]. Несмотря на десятилетия исследований, точность среднесрочного (3 - 5 дней) прогнозирования прихода МКВМ недостаточна, и наблюдаются случаи значительных отклонений наблюдаемых параметров от прогнозируемых. Причиной является недостаточное знание процессов формирования КВМ в солнечных источниках и отсутствие данных о структуре МКВМ в гелиосфере. Поскольку источники СВ формируются в солнечной короне, для улучшения точности прогнозов и их оперативности наиболее перспективным представляется использование данных постоянного мониторинга короны в ВУФ диапазоне с космических аппаратов наряду с коронографическими наблюдениями и мониторингом фотосферного магнитного поля в видимом диапазоне. В этой связи, для улучшения точности прогнозирования весьма актуально изучение факторов, влияющих на параметры МКВМ, начиная с формирования КВМ в короне Солнца, так и при движении КВМ в гелиосфере.

При исследовании источников потоков СВ одним из ключевых

параметров является ионный состав плазмы, зависящий от типа источника и

условий формирования плазменного потока. Особенности ионного состава для

разных типов потоков СВ приводятся в работах [26, 27, 28, 29]. На начальном

этапе формирования КВМ в нижней короне Солнца плазма имеет большую

плотность и находится в состоянии ЛТР. В этих условиях зарядовое

распределение ионов определяется балансом процессов ионизации и

рекомбинации в соответствии с температурой и плотностью плазмы, которые в

6

свою очередь зависят от соотношения скоростей ее нагрева и охлаждения. При расширении плазмы КВМ до нескольких солнечных радиусов от центра Солнца [30, 31] ее плотность падает на 3-4 порядка, и плазма переходит в бесстолкновительный режим. При этом ее ионный состав "замораживается" и сохраняется неизменным при движении в гелиосфере вплоть до момента регистрации МКВМ у Земли. Изучение ионного состава МКВМ и его связи с характеристиками солнечных источников очень важно, поскольку по ионному составу можно идентифицировать тип источника КВМ, а также определить механизмы нагрева и охлаждения эруптирующей плазмы при прохождении через корону.

Для прогнозирования параметров МКВМ важное значение, помимо исследования одиночных (единичных) структур, имеет учет воздействия КВМ на другие КВМ или на ВСП в короне и гелиосфере. Такое взаимодействие может привести к образованию комплексных (множественных) магнитоплазменных структур, а также значительно повлиять на кинематические параметры МКВМ. В таких случаях ионный состав является важным индикатором, который можно использовать для коррекции теоретических моделей МКВМ и оценки их геоэффективности.

Цель и задачи исследования

Цель работы - определение ионного состава плазмы КВМ в солнечной короне, как одного из важных параметров при установлении связи МКВМ в гелиосфере с характеристиками их солнечных источников. В работе решены следующие задачи:

1) проведена спектроскопическая диагностика плазмы корональных структур -источников КВМ - на основе которой определены плотность и температура плазмы, а в последствии и ионный состава;

2) разработан метод прогноза ионного состава плазмы КВМ/МКВМ на основе данных спектроскопической диагностики и МГД-моделирования;

3) определены характеристики комплексных транзиентных структур СВ, образующихся при взаимодействии КВМ с другими потоками СВ в гелиосфере;

4) установлена степень влияния взаимодействия потоков СВ на геоэффективность МКВМ - комплексные структуры с большей вероятностью вызывают умеренные и сильные магнитные бури.

Объект и предмет исследования

Объектом исследования в диссертационной работе являются одиночные (образующиеся в отсутствие взаимодействия потоков СВ) и комплексные (образующиеся в результате взаимодействия потоков СВ) структуры. Предметом исследования являются ионный состав КВМ/МВКМ и его прогнозирование, а также характеристики комплексных потоков СВ и их геоэффективность.

Научная новизна

1. Изучено формирование МКВМ от образования КВМ в короне до регистрации транзиента СВ на орбите Земли на основе рассмотрения ионного состава, который позволяет определить как процессы в источнике КВМ, так и охарактеризовать взаимодействие КВМ с другими потоками СВ в гелиосфере, что влияет на геоэффективность МКВМ.

2. Разработан метод расчета ионного состава МКВМ, основанный на рассмотрении эволюции плазмы выброса в солнечной короне по данным спектроскопической диагностики в ВУФ диапазоне спектра, 3Э МГД моделирования и оптических коронографических наблюдений.

3. Определены признаки возможного взаимодействия КВМ с другими потоками СВ в гелиосфере. Такими признаками являются: 1) наличие нескольких КВМ, одновременно распространяющихся в близких направлениях и пересекающихся в гелиосфере; 2) образование комплексной структуры, имеющей сложный профиль параметров ионного состава; 3) увеличенная в 1.8 - 2.5 раза длительность комплексного транзиента по сравнению с одиночным (1.12 дня).

4. Исходя из анализа особенностей параметров МКВМ в событиях 20102011 г.г., предложена классификация комплексных структур солнечного ветра, образующихся в результате КВМ-КВМ и КВМ-ВСП взаимодействия: 1) КВМ-КВМ со слабым взаимодействием (МС1-тип); 2) КВМ-КВМ с сильным взаимодействием (МС2-тип); 3) КВМ-ВСП взаимодействие (МС3-тип).

5. Впервые показано, что комплексные транзиентные структуры СВ, образующиеся в результате сильного взаимодействия КВМ с КВМ и КВМ с ВСП в гелиосфере имеют повышенную геоэффективность, а также чаще вызывают значительные Форбуш-понижения по сравнению с одиночными МКВМ, что обусловлено большей длительностью комплексного транзиента и большими средними значениями южной компоненты магнитного поля Bs и электрического поля солнечного ветра (у*Вз) в пределах транзиента.

Теоретическая и практическая значимость

Предложенный в диссертации метод использования ионного состава плазмы КВМ/МКВМ, формируемого в условиях ЛТР в нижней короне Солнца (до 4 - 5 радиусов от центра), в качестве универсального параметра дает возможность охарактеризовать все стадии развития КВМ/МКВМ от момента начала эрупции до регистрации возмущения в СВ, включая возможное взаимодействие потоков в гелиосфере. Таким образом, ионный состав плазмы КВМ/МКВМ может быть использован в качестве контрольного параметра при разработке следующего поколения более точных численных моделей прогнозирования.

Результаты работы имеют практическое значение для улучшения методов среднесрочного прогнозирования космической погоды на основе регулярных оптических наблюдений Солнца и могут быть применены организациями, занимающимися мониторингом Солнца и прогнозированием космической погоды - НИИЯФ, ИКИ РАН, ИЗМИРАН, ИПГ, ИСЗФ, ГАО РАН.

Методология диссертационного исследования

Основным методическим подходом, примененным в диссертации, является рассмотрение ионного состава плазмы МКВМ на этапе формирования КВМ в солнечной короне и его распространения в гелиосфере вплоть до регистрации космическим аппаратом. Поскольку на границе короны и гелиосферы ионный состав "замораживается", такой подход дает возможность изучить процессы образования плазмы КВМ в короне, а также особенности взаимодействия потоков СВ.

Проведенные в диссертации исследования опираются на труды зарубежных и отечественных ученых, рассматривавших вопросы формирования плазмы КВМ в солнечной короне, а также изучавших МКВМ в гелиосфере и анализировавших их влияния на околоземную обстановку.

В работе применялись развитые в последние годы методы спектроскопической диагностики и 3D МГД моделирования процессов в короне Солнца. Для анализа использовались данные с космических аппаратов SDO, ACE, Wind, STEREO, GOES и SOHO, а также каталоги по КВМ - CDAW, SEEDS, Cactus, и база данных по транзиентным событиям, составленная Я. Ричардсоном и Х. Кейн.

Для уточнения численных расчетов эволюции параметров плазмы КВМ в короне Солнца проводилось их сопоставление с данными прямых измерений.

Для обработки наблюдательных данных с космических аппаратов и визуализации конечного научного результата использовался программный пакет Solar-Soft Ware (SSW) в среде программирования IDL.

Положения, выносимые на защиту

1. Расчет ионного состава корональных выбросов массы (КВМ) с помощью диагностики плазмы выброса и анализа ее эволюции в короне по данным оптических наблюдений, позволяющий получить значения среднего заряда ионов железа <QFe> в солнечном ветре (СВ), совпадающие в пределах точности с данными измерений в межпланетных КВМ (МКВМ) на орбите Земли.

Результат расчета для МКВМ 4 августа 2011 г.: <0>>=10 ± 1, измерено: 10.1 ± 0.6; для МКВМ 26 февраля 2011 г.: <фе> = 14 ± 1 и 14.16 ± 0.6, соответственно.

2. Эффект понижения среднего заряда ионов железа (<Оге>) в плазме МКВМ понижается по сравнению с рассчитанным по параметрам коронального источника с <Оге> > 12 до 10, если КВМ формируется в активной области вблизи корональной дыры (КД). Предложенный механизм эффекта - охлаждение плазмы вследствие пересоединения силовых линий магнитного жгута с открытыми магнитными линиями КД.

3. Признаки взаимодействия транзиентных и квазистационарных потоков СВ в гелиосфере: 1) по оптическим наблюдениям - обнаружение нескольких источников возмущения СВ - потоков КВМ и высокоскоростным потоком (ВСП), движущихся в близких направлениях и по кинематике пересекающихся в гелиосфере; 2) по ионному составу СВ - увеличение в 1.8 - 2.5 раза длительности образовавшегося комплексного транзиента СВ по сравнению со среднестатистической длительностью одиночного МКВМ (1.12 дня).

4. обнаружение комплексных эруптивных структур, образованных в гелиосфере при сильном взаимодействии КВМ-КВМ (МС2-тип) и КВМ-ВСП (МС3-тип), вызывающих умеренные и сильные геомагнитные возмущения с об! <-50 нТл с большей вероятностью (в 2010 - 2011 гг. - 6 из 7 случаев, 85%), чем одиночные события (2 из 12, 16%). Установление причины этого эффекта, заключающейся в большей длительности комплексного транзиента и значительных средних значениях южной компоненты межпланетного магнитного поля (ММП) и электрического поля СВ.

5. обнаружение эффекта, заключающегося в том, что комплексные эруптивные структуры с большей вероятностью (в 2010 - 2011 гг. - 8 из 11 структур, 73%) вызывают Форбуш-понижения (ФП), чем одиночные МКВМ (5 из 12, 41%), при этом амплитуда ФП растет с увеличением произведения длительности комплексной структуры СВ на среднюю магнитуду ММП.

Достоверность полученных результатов

Достоверность представленных в диссертации результатов обеспечивается использованием наиболее надежных данных наблюдений Солнца и СВ, полученных с КА ACE, Wind, SDO, STEREO и SOHO; применением современных и широко используемых в области физики Солнца методов анализа наблюдательного материала с помощью спектроскопической диагностики и 3D МГД моделирования; согласием полученных данных наблюдений и численного моделирования, а также их соответствием результатам современных мировых исследований в области физики Солнца и СВ.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Межпланетные корональные выбросы массы и их связь с солнечными источниками»

Апробация работы

Основные результаты работы доложены на всероссийских и международных конференциях:

1. 6-ая Всероссийская молодежная конференция по фундаментальным и инновационным вопросам современной физики, ФИАН, Москва, Россия, 15 - 20 ноября 2015 г.

2. 11-ая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», ИКИ РАН, Москва, Россия, 15 - 19 февраля 2016 г.

3. 1-st VarSITI General Symposium, Альбена, Болгария, 6 - 10 июня 2016 г.

4. 12-ая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», ИКИ РАН, Москва, Россия, 6 - 10 февраля 2017 г.

5. European Geosciences Union General Assembly, Вена, Австрия, 23 - 28 апреля 2017.

6. 2-nd VarSITI General Symposium, Иркутск, Россия, 10 - 15 июля 2017 г.

7. 13-ая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», ИКИ РАН, Москва, Россия, 12 - 16 февраля 2018 г.

8. Конференция Solar Wind 15, Брюссель, Бельгия, 17 - 22 июня 2018 г.

9. 14th Quadrennial Solar-Terrestrial Physics Symposium, Торонто, Канада, 9 - 13 июля 2018 г.

10. 14-ая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», ИКИ РАН, Москва, Россия, 11 - 15 февраля 2019 г.

11. 15-ая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», ИКИ РАН, Москва, Россия, 10 - 14 февраля 2020 г.

Результаты данного исследования неоднократно докладывались на научных семинарах в ФИАН, ГАИШ и НИИЯФ.

Личный вклад автора

Автор активно участвовал в постановке задач диссертации и разработке методов их решения, его роль была определяющей в обработке и анализе наблюдательных данных и интерпретации полученных результатов, выносимых на защиту.

В ходе работы автором были выполнены: 1) анализ кинематики и диагностика плазмы КВМ в событии 2 августа 2010 г. с использованием результатов 3D МГД-моделирования; 2) спектроскопическая диагностика плазмы КВМ по данным ВУФ наблюдений на космической обсерватории SDO с применением анализа температурного распределения ДМЭ в исследовании события 24 февраля 2011 г.; 3) анализ параметров СВ, включая ионный состав, по данным аппаратов ACE, Wind, STEREO и составление каталога МКВМ с идентификацией источников и данными по ионному составу для периода 2010 - 2011 гг.; 4) разработка классификации типов плазменных структур, образованных в результате взаимодействий потоков СВ, на основе анализа параметров ионного состава; 5) исследование геоэффективности комплексных (составных) транзиентных структур СВ; 6) подготовка публикаций по полученным результатам.

Использованные в работе численные расчеты параметров плазмы с

помощью идеальной 3D МГД модели для события 2 августа 2011 г. были

выполнены Paolo Pagano на суперкомпьютере в University of St. Andrews

(Англия, Шотландия). Расчеты среднего заряда ионов плазмы КВМ по

уравнениям ионизационно-рекомбинационного баланса для событий 2 августа

13

и 24 февраля 2011 г. были проведены Ф.Г. Горяевым (ФИАН). Автором были поставлены задачи этих расчетов, предоставлены исходные данные, а в ходе выполнения расчетов проводилось сопоставление промежуточных результатов с данными измерений.

Вклад автора при подготовке основных публикаций (А1-А7) и докладов для конференций являлся определяющим.

Публикации по теме диссертации

Результаты работы изложены в 7 статьях (А1 - А7) в рецензируемых журналах, индексируемых Web of Science, SCOPUS, RSCI/РИНЦ и входящих в перечень изданий, рекомендованных ВАК. Полный список работ приведен в разделе "Список работ по теме диссертации" (стр. 95).

1. Идентификация МКВМ в гелиосфере и их источников в солнечной короне

Глава написана на основе работ [A1, А2, A3, A4].

1.1. Критерии идентификации МКВМ и зависимость статистики транзиентных событий от солнечной активности

Основными признаками МКВМ, наиболее часто встречающимися при

идентификации данных возмущений СВ, являются: повышенная скорость и

плотность протонов с последующим плавным спадом; повышенная

напряженность магнитного поля; падение протонной температуры Tp ниже

0.5 xTeXp (Texp - значение температуры, ожидаемой по величине скорости, исходя

из зависимости, установленной для квазистационарных потоков за длительный

период времени); низкое значение протонного параметра плазмы Р < 1

(отношение газодинамического давления к магнитному).

Из других характерных признаков МКВМ, важных для их

идентификации, следует отметить аномалии ионного состава солнечного

ветра [17]: повышенное содержание альфа-частиц по отношению к протонам

He++/H+ > 0.08; повышенное отношение плотностей ионов кислорода высокой

кратности ионизации O7+/O6+ > 1; повышенный средний заряд ионов железа

<QFe> > 11; высокие значения отношения плотностей железа и кислорода

Fe/O > 5 [32, 17, 15].

МКВМ по своим параметрам подразделяются на два типа: "магнитные

облака" (МО или англ. "magnetic clouds"), отличающиеся более высокой

напряженностью магнитного поля, и тем, что в пределах МО происходит

вращение поперечной к оси жгута компоненты магнитного поля; и "эжекта"

(англ. "ejecta") - в которых магнитное поле более слабое и нет вращения его

вектора [17, 33, 34, 35].

По ионному составу МКВМ можно судить о процессах нагрева

эруптирующей плазмы и ее эволюции при прохождении КВМ через корону от

места выброса до области "замораживания", расположенной на расстояниях

15

порядка нескольких солнечных радиусов от поверхности Солнца [36, 37, 31, 30]. В гелиосфере анализ ионного состава может служить маркером для коррекции теоретических моделей комплексной структуры, образованной при взаимодействии потоков СВ (см. глава 3). В случае взаимодействия потоков профили кинетических параметров плазмы и ионного состава (O7+/O6+, Fe/O и средний заряд ионов железа <QFe>) могут состоять из нескольких областей, связанных с прохождением разных типов потоков СВ и зависеть от последовательности их прихода и параметров их источников на Солнце.

Следует отметить, что не все перечисленные выше признаки проявляются в каждом МКВМ и указанные критерии зависят от уровня солнечной активности. В частности, в периоды минимума солнечной активности возникают слабые возмущения солнечного ветра (в англ. "ICME-like transients") с параметрами скорости и напряженности магнитного поля, близкими к скорости медленного ветра [38], у которых может отчетливо проявляться всего 2 - 3 признака МКВМ.

В данной работе для периода 23-го и 24-го солнечных циклов (СЦ) исследована статистика МКВМ и их связь с солнечной активностью [A1, A2]. В частности, были рассмотрены корреляции МКВМ с КВМ, вспышками и солнечными пятнами. Использовались данные из каталога транзиентных событий, составленного Яном Ричардсоном и Хилари Кейн (далее - каталог РК) [http: //www. srl. caltech. edu/ACE/ASC/DATA/level3/icmetable2. htm], базы данных по вспышкам - GOES, по КВМ - CDAW [https://cdaw.gsfc.nasa.gov/] и солнечным пятнам - SIDC/SILSO [http://sidc.oma.be/silso/].

На рисунке 1 показано изменение годового суммарного числа МКВМ, МО, вспышек, КВМ за период 23-го (1996 - 2008 гг.) и 24-го (2009 - 2016 гг.) СЦ в сравнении с вариацией солнечной активности (годовое суммарное число солнечных пятен).

КВМ и вспышки - спонтанные проявления солнечной активности,

возникающие при высвобождении энергии, накопленной в корональном

магнитном поле. Распределение энергии между ними (соотношение излучаемой

16

электромагнитной энергии к полной а = Ег^/Еш) может изменяться от 1 до 0 [39]. Предельный случай с а = 0 соответствует чистому КВМ без вспышки. Случай с а = 1 соответствует чистой вспышке без КВМ. Промежуточные случаи (0 < а < 1) указывают на наличие и вспышки, и КВМ. В соответствие с этим, показана разница между 23 и 24-м СЦ. Из рисунка 1 следует, что вспышки без КВМ чаще происходили в 23-м цикле, потому что замкнутые магнитные поля, связанные с большим числом пятен, были сильнее.

Таблица 1. Суммарное количество вспышек, КВМ, МКВМ, МО и солнечных пятен в течение первых 8 лет 23-го и 24-го СЦ и корреляции между их годовыми частотами [А1].

Солнечный цикл 23 (1996-2003) 24 (2009-2016)

Количество вспышек 16832 13542

Количество КВМ 8321 13385

Количество МКВМ 242 171

Доля магнитных облаков 0.62 0.79

Корреляция МКВМ-КВМ 0.7 0.77

Корреляция МКВМ-вспышки 0.78 0.68

Корреляция МКВМ-солнечные пятна 0.81 0.66

Корреляция КВМ-солнечные пятна 0.96 0.95

В таблице 1 показаны суммарное число КВМ, МКВМ, МО и число пятен за 23-ий и 24-ый циклы, а также корреляция между их годовыми значениями для первых 8 лет обоих циклов. За период 2009-2016 гг. (24-ый СЦ) число МКВМ было на 29% меньше по сравнению с периодом 1996-2003 гг. (23-ий СЦ), что коррелирует с суммарным числом солнечных пятен. Доля МО среди МКВМ в течение первых 8 лет 24-го цикла больше, чем за аналогичный период предыдущего цикла (0.79 и 0.62).

Рисунок 1. Количество наблюдаемых за год МКВМ и их источников - КВМ в сравнении с числом солнечных пятен в 23-м и 24-м циклах: (а) все МКВМ и МКВМ типа МО; (б) КВМ со вспышками и без вспышек [A1, A2].

Суммарное число КВМ в течение первых 8 лет 24-го цикла было на 61%

больше по сравнению с аналогичным периодом 23-го цикла, но количество

вспышек было на 20% меньше. В начале 24-го цикла число вспышек было

в 2 раза меньше, чем в 23-ем, потому что большинство из них были на порядок

слабее, чем за предыдущий цикл, и во многих случаях за порогом регистрации

аппарата GOES. В 2009 г. аппарат SPHINX с высокой чувствительностью

18

зафиксировал 963 вспышки, в то время как GOES - только 256 [40]. Корреляции между годовой частотой МКВМ и КВМ за первые 8 лет 23-го и 24-го циклов сопоставимы - 0.7 и 0.77 (со статистической значимостью а = 0.06 и а = 0.02 соответственно), корреляции между МКВМ и вспышками - 0.78 (а = 0.02) для 23-го СЦ и 0.68 (а = 0.06) для 24-го СЦ. В то же время сила вспышки в 24-ом цикле значительно слабее, чем в 23-ем.

В минимуме между 23-м и 24-м СЦ наблюдался рост числа КВМ (рис.1). Это связано с тем, что они могут образовываться вследствие выброса волокон и протуберанцев вне активных областей. В то же время этот пик в количестве КВМ может быть связан с критерием выделения выбросов в рассматриваемом каталоге (в нашем случае значения были взяты из каталога CDAW). Для сравнения, были взяты каталог CACTus и CDAW. Для них наблюдалось различие в количестве идентифицированных КВМ, особенно в период минимума между 23-м и 24-м СЦ. Таким образом, на выборку сильно влияют критерии выделения в рассматриваемом каталоге.

В работе [41] отмечалось расхождение между числом КВМ по CDAW и солнечной активностью. Авторы этой статьи утверждали, что несоответствие связано с включением в каталог событий класса "very poor" (слабые события), и что при их исключении увеличивается согласованность между числом КВМ и солнечной активностью (становится сопоставима с другими каталогами).

Кроме того, в области минимума с 2007 по 2010 г., т.е. там, где наибольшее расхождение числа КВМ с числом пятен, наблюдались узкие (ширина менее 30 градусов) и медленные КВМ (скорость менее 300 км/с). Скорее всего, это связано с тем, что в отсутствие пятен КВМ образуются в результате эрупции волокон из спокойных областей со слабым магнитным полем. Такие КВМ наблюдаются коронографами как слабые события ("very poor"), но они тоже вызывают возмущения СВ.

В то же время, число МКВМ в минимуме активности оказывается малым.

В работе [38] указывается, что в этот период растет число так называемых

"ICME-like" структур, то есть событий, в которых из-за слабости

19

соответствующих КВМ наблюдаются не все типичные магнитоплазменные признаки этих явлений. Поэтому при идентификации многие явления не попадают в каталоги и фактически относятся к фоновому СВ. Их можно отличить от фона по ионному составу, поскольку в состав плазмы МКВМ входят соответствующие нагретой плазме ионы, образованные при эрупции на Солнце.

1.2. Идентификация солнечных источников МКВМ по оптическим

наблюдениям

Источники МКВМ - КВМ - обнаруживаются коронографами над солнечным лимбом в форме ярких расширяющихся плазменных структур. Свечение КВМ в видимом диапазоне обусловлено томсоновским рассеянием излучения фотосферы на электронах плазмы выброса, имеющей большую плотность, чем окружающая корона. Источники КВМ в солнечной короне могут быть найдены и локализованы в ВУФ изображениях по характерным корональным структурам: расширяющемуся магнитному жгуту, солнечным вспышкам, корональным волнам, джетам, корональным диммингам, эрупции (исчезновению) протуберанцев и волокон, и пост-вспышечным петлевым аркадам, которые фиксируются в ходе систематических наблюдений солнечной короны [42, 43].

В данной работе была выполнена идентификация корональных

источников МКВМ, наблюдавшихся на околоземных космических аппаратах

(КА) ACE [44] и Wind [45] в период 2010 - 2011 гг. [A1, A2]. В качестве

базового источника данных при исследовании транзиентных событий

использовался каталог РК. В частности, из него бралась информация о

временных границах МКВМ. Эти границы определены по таким параметрам,

как повышенное значение протонной скорости и магнитного поля, пониженная

протонная температура. Ионный состав упомянут как один из важных

критериев определения МКВМ в статье [15]. Однако, так как состав не указан в

самом каталоге РК, а границы МКВМ в нем больше соответствуют

20

температурным и магнитным критериям, чем ионным, можно предположить, что ионный состав не использовался в качестве основного критерия идентификации МКВМ.

Следующим шагом было определение временных рамок, в которых должен был действовать источник МКВМ на Солнце (один или несколько КВМ). Этот интервал был рассчитан по баллистической модели [46], в которой МКВМ движется от Солнца с постоянной скоростью, с точностью ± 24 часа, с использованием средней скорости МКВМ, измеренной "in situ" в точке Лагранжа L1.

Далее, по каталогам (таблица 2) устанавливался список КВМ, возникших в выделенном временном интервале, и определялись наиболее вероятные источники МКВМ - КВМ, направленные на Землю. Для данных целей использовались изображения с коронографов на аппаратах STEREO (база данных SEEDS [http://spaceweather.gmu.edu/seeds/]). В период 2010 - 2011 гг. оба КА были расположены приблизительно в квадратуре с направлением на Землю с отклонением меньше 40°. КВМ выбирались так, чтобы они появлялись в STEREO-A на восточном и в STEREO-B на западном лимбе (рис. 2) в пределах одного часа по времени (± 1 час), пересекая при этом экваториальную плоскость Солнца. Дополнительно учитывались данные LASCO (базы данных CDAW и SEEDS), в частности, рассматривались гало-выбросы ("Halo" и "Partial Halo") в периоды, когда были зафиксированы КВМ на аппаратах STEREO. В качестве дополнительной проверки, для найденных источников рассчитывалось время их возможного прихода к Земле по эмпирической модели DBM и МГД-модели WSA-Enlil-Cone [www.helioweather.net].

Связь солнечных вспышек с КВМ определялась по временному

интервалу между пиком вспышки и началом выброса, который не должен был

превышать 1 час. Вспышки, попадающие в указанный интервал времени,

идентифицировались по данным аппарата GOES и каталогу

SolarDemon [http://solardemon.oma.be]. Пространственная связь между

вспышками и КВМ определялась по наблюдениям корональных диммингов,

21

эрупций волокон и пост-эруптивных аркад в ВУФ диапазоне при помощи аппаратов БОИО и ББО. Таким образом, РК каталог был дополнен информацией о солнечных источниках для периода роста 24-го цикла, 2010 - 2011 гг. (см. Таблицы 9 и 10 в разделе 3.1).

Таблица 2. Каталоги КВМ/МКВМ и связанных с ними явлений на Солнце [A2]

Каталог Описание Ресурс

ИКИ Данные СВ и классифика-ция потоков с 1976 г. по н.в. ftp://ftp.iki.rssi.ru/ pub/omni/catalog/

R&C (ACE) Каталог МКВМ с 1996 http://www. srl. caltech.edu/ACE/ASC/DATA/le

года по настоящее время vel3/icmetable2.htm

GMU Каталог МКВМ и http://solar.gmu.edu/heliophysics/index.php/G

соответствующих им КВМ с 2007 по 2017 год MU_CME/ICME_List

Wind ICME Каталог МКВМ с 1995 по https://wind. nasa.gov/full catalogue. php

List 2015 г.

USTC ICME Каталог МКВМ с 1995 по http://space.ustc.edu.cn/dreams/wind icmes/

List 2016 г.

Lepping Magnetic Каталог магнитных облаков с 1995 по 2007 г. https://wind.gsfc.nasa.gov/mfi/mag_cloud_pub 1.html

Cloud List

CDAW Каталог КВМ с 1996 по 2017 г. По данным LASCO https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/

CACTus Каталог КВМ по данным STEREO и LASCO http://sidc.oma.be/cactus/

SEEDs Каталоги КВМ по данным LASCO и STEREO http:// spaceweather. gmu.edu/ seeds/

SolarDemon Каталог вспышек, диммингов и EIT-волн с 2010 г. по настоящее время http://solardemon.oma.be/

CORIMP Каталог КВМ с 2000 по 2016 г. По данным LASCO http://alshamess.ifa.hawaii.edu/CORIMP/

HELCATS Каталог данных о КВМ в гелиосфере, включая изображения с гелиосферных камер (HI) на КА STEREO-A, B https://www.helcats-fp7.eu/

GOES Мягкий рентген, вспышки https://satdat.ngdc.noaa.gov/sem/goes/data/

RHESSI Жесткий рентген https://hesperia.gsfc.nasa.gov/rhessi3/data/

STIRIO-B

В

I

Солнце

О

^ S ТЕ REO-A

t

В

а)

,LASCO

О

Земля

STEREO-A

i

б)1

Coronal Mass Ejection

Рисунок 2. а) Взаимное расположение КА STEREO-A и -B, LASCO, а также Солнца и Земли в период 2010 - 2011 гг. (условная схема); б) Наблюдение КВМ, направленного в сторону Земли в коронографах COR 2 и гелиосферных камерах HI аппаратов STEREO-A и -B [A2].

1.3. Спектроскопическая диагностика солнечной плазмы с помощью анализа температурного распределения дифференциальной меры эмиссии

Спектроскопическая диагностика с помощью анализа температурного распределения ДМЭ является удобным методом для изучения солнечной плазмы (например, для анализа солнечных вспышек и протуберанцев) на основе оптических наблюдений (работа [47] и ссылки в ней). Этот метод представляет собой решение обратной задачи восстановления температурной и

плотностной структуры излучающей равновесной плазмы по разнотемпературным спектральным линиям излучения (в данной работе - линиям ВУФ диапазона длин волн).

ДМЭ описывает количество плазмы вдоль луча зрения, как функцию от температуры - DEM(T). Получив DEM(T), можно оценить такие параметры плазмы как: плотность, энергию и меру эмиссии. С помощью функции DEM(T) поток интенсивности излучения F, в канале i можно представить в виде

свертки: Ft = J Gi(T)DEM(T)dT, где Gi(T) - функция температурного

отклика для i-ого канала. Но ДМЭ не может быть напрямую восстановлена из этого выражения. Неопределенности, связанные с наблюдениями (из-за фона и инструментальных ошибок), создают сложность в определении ДМЭ, что в итоге выражается в виде некорректной обратной задачи. Любые прямые попытки решения уравнения приводят к усилению неопределенностей и, следовательно, к ложным решениям. Для восстановления ДМЭ необходимо добавить дополнительную информацию (ограничения). Одним из способов, позволяющим это сделать, является метод регуляризованной инверсии. В нем вводится дополнительное сглаживание для ограничения роста неопределенностей, обеспечивая стабильную инверсию для восстановления ДМЭ.

Существуют различные алгоритмы расчета ДМЭ: PINTofALE [48], метод Ханнаха и Кантара [49], итерационный метод на основе теоремы Байеса (BIM) [50, 51, 52], метод Плоумана [53] и другие.

В данной работе [A3, A4] для расчета ДМЭ использовался метод Плоумана [53], являющийся быстрым итерационным регуляризационным способом получения ДМЭ по солнечным изображениям приборов AIA и EIS. Нахождение ДМЭ - это решение некорректной обратной задачи. В данном методе проблема восстановления ДМЭ решается при помощи регуляризации. В процессе вычисления появляются отрицательные значения. Данная проблема решается с помощью метода повторений, который заключается в следующем:

проводится расчет по шагам заданной инструкции по схеме «1-ый шаг ^ ... ^ №ый шаг ^ 1-ый шаг» до получения удовлетворительного значения, в пределах заданной точности.

Преимущество метода Плоумана - быстрота вычисления ДМЭ (с среднем 1000 ДМЭ/сек при одном потоке на процессоре 3.2 ГГц). Другие методы восстановления ДМЭ по солнечным изображениям слишком медленные для быстрой обработки изображений AIA. Например, для метода, используемого в PINTofALE, для вычисления ДМЭ для одной точки изображения требуются десятки секунд, для метода Ханнаха и Кантара скорость вычисления равна приблизительно 4 ДМЭ/сек [53].

В качестве исходных данных (в данной работе) используются изображения с телескопа AIA (КА SDO) в 6 ВУФ каналах (94 А, 131 А, 171 А, 193 А, 211 А, 335 А), в которых преобладают линии излучения железа ^ XVIII; Fe VIII, XXI; Fe IX; Fe XII, XXIV; Fe XIV; Fe XVI) [4]. На рисунке 3 представлены функции температурного отклика для этих 6 каналов.

1 ф-23 с—I—I-1—I—|-1-1-1—I-1-1-1—I-I—I-1—|-1—I-1—|-г—I—I-I—=

/ / 94 А\ /

5.0 5.5 6.0 6.5 7.0 7.5 8.0

1~од10(Т)

Рисунок 3. Функции температурного отклика для 6 ВУФ каналов телескопа AIA/SDO, в которых преобладают линии излучения железа [4].

Изначально из базы SDO были скачены данные SDO/AIA 1-ого уровня, которые являются частично обработанными. В них устранены неоднородности белого поля, убраны дефектные пиксели и проведено очищение от треков

заряженных частиц. Но мультиволновой анализ с этими данными затруднен из-за того, что разные каналы прибора SDO/AIA имеет отличающееся друг от друга масштабирование и углы поворота. Также значения ключевых параметров, которые определяют ориентацию и масштаб данных, соответствуют не моменту их получению на приборе, а моменту архивации изображения. Чтобы исправить эти проблемы, данные необходимо дополнительно обработать при помощи процедуры "aia_prep", доступной в программном пакете SSW. Эта процедура совмещает изображения, полученные в разных каналах SDO/AIA, преобразуя изображения к одному масштабу, устраняя вращение изображения так, чтобы линии восток-запад и север-юг на Солнце соответствовали горизонтальной и вертикальной линиям изображений. Также, данная процедура выравнивает изображения по центру Солнца и интерполирует их к масштабу 0.6 arcsec/pix. Полученные значения являются данными уровня 1.5.

Также было учтено влияние компонент прибора:

1) входного фильтра (тонкий слой алюминия или циркония), основная функция которого - поглощение видимого света и ВУФ излучения вне диапазона наблюдения;

2) основного и вспомогательного зеркал, многослойное покрытие которых обеспечивает отражение ВУФ излучения;

3) фокального плоскостного фильтра;

4) ПЗС-матрицы, которая преобразует ВУФ излучение в электронный сигнал.

Для учета перечисленных факторов применялась функция коррекции

рассеяния точки, реализуемая при помощи процедуры "aia_calc_psf" Ядро

модели функции рассеяния точки определяется среднеквадратичным значением

диаметра пятна, что включает в себя: дрожание изображения, ПЗС

пикселизацию, зарядовое распределение, и рассеяние поверхностью зеркал и на

фильтрах. Восстановление изображений проводилось при помощи алгоритма

Ричардсона-Люси ("RC algorithm"), представленного в виде программы

"aia_deconvolve_richardsonlucy" в SSW IDL.

26

Описанные процедуры входят в пакет SSW для предварительной обработки изображений SDO/AIA и применялись перед анализом распределения ДМЭ.

По полученным обработанным изображения в данной работе проводилось восстановление распределения ДМЭ по методу Плоумана [53] и его анализ по специально разработанным методикам [A3, A4]. В случаях быстрых КВМ, когда присутствует значительное смещение эруптирующей структуры за время между регистрацией изображений в разных каналах, была проведена компенсация сдвига с помощью специальной процедуры, для того чтобы изображения в разных длинах волн соответствовали одному и тому же моменту времени [A4]. В случае сложной структуры распределения ДМЭ, состоящей из нескольких температурных компонент, проводилась их аппроксимация и разделение с помощью набора гауссовых функций. Данный комплексный метод также позволяет обнаружить нетепловые компоненты излучения, накладывающиеся на тепловой спектр.

Была сделана оценка точности метода Плоумана при анализе распределения ДМЭ (на примере события 24 февраля 2011 г.). Проведено сравнение двух картинок на длине волны 193 Ä - исходной и восстановленной. Восстановленная получена в результате свертки посчитанной ДМЭ с функцией температурного отклика канала. Найдено среднее значение отношения интенсивности восстановленного изображения к исходному и дисперсия для отмеченного на рисунке 4 прямоугольника, включающего протуберанец и не включающего нелинейную область вспышки. Это отношение оказалось равным 1.07 с дисперсией 0.26.

Рисунок 4. Сравнение двух картинок в канале SDO/AIA 193 А - исходной и восстановленной по полученной ДМЭ [A5].

Ниже представлено применение анализа ДМЭ при исследовании события 10 сентября 2017 г. [A3]. Во время этого события, перед вспышкой произошло сильное понижение яркости короны из-за мощного выброса корональной массы, охватившего всю западную полусферу. Наблюдения проводились с помощью аппаратов Proba/SWAP [54], а также SDO/AIA и GOES.

Результаты обработки данных SWAP для вспышки класса Х8 представлены на рисунке 5 для временного интервала 15:20 - 19:00. Прибор SWAP наблюдал заметное потемнение на западной части лимба в вышележащей короне. Для анализа температурного распределения плазмы были выделены 3 области (рис. 4б): область №1 (высоты 0.17 - 0.34 RSun), №2 (высоты 0.34 - 0.51 RSun), и №3 (высоты 0.51 - 0.68 Rsun). На рисунке 5(а) показаны временная эволюция ВУФ интенсивностей в областях №1 - 3, как отношение измеренного ВУФ потока к его значению до вспышки в 11:30 (красная кривая показывает данные для области №1; синяя - для №2; зеленная - для №3), а также яркостные кривые излучения вспышки, полученные по данным SWAP и GOES.

(а)

(в)

16:00 17:00 18:00 19:00

Start Time (10-Sep—17 15:20:48)

(а)

(б)

200

5.5 6.0 6.5 7.0 7.5 L°9,o(T)

-200

-400

600 800 1000 1200

X, arc sec

(Ь)

(г)

5.5 6.0 6.5 7.0 7.5

L°g,0(T)

Рисунок 5. (а) Временная эволюция ВУФ интенсивностей в областях №1 - 3; (б) - SDO/AIA изображение для 16:00; квадраты №1 - 3 выбранные области. Низ - яркостные кривые: (в) - распределение ДМЭ корональной плазмы в областях №1- 3 до КВМ (14:30). (г) - распределение ДМЭ корональной плазмы в областях №1 - 3 после КВМ (16:00); стрелка показывает вклад резонансного рассеяния, не связанный с нагревом плазмы. Вертикальная линия - начало ассоциированного со вспышкой КВМ [A3].

Можно предложить 2 возможных объяснения для потемнения западной части короны, наблюдаемое в канале SWAP над лимбом: 1) падение парциальных ионных плотностей железа Fe IX-XI из-за нагрева плазмы, и 2) глобальное истощение корональной плазмы, уходящей вместе с выбросом вещества. В первом случае, корона должна вернуться в изначальное состояние после окончания вспышки. Оценка времени рекомбинации дает значения

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Родькин Денис Геннадьевич, 2020 год

- О

<> МС2

- О -

- О

■ мсз

- * * -

д

+■ ЕС +

+ МС1

■ + + К 1

О 200 400 600 800

нТл * час

Рисунок 32. График зависимости амплитуды ФП от произведения модуля ММП (В) на длительность события Обозначения типов событий

соответствуют рис. 31 [А7].

Таким образом, на примере 23-х одиночных и комплексных структур СВ за период 2010 - 2011 гг., было получено, что величина ФП растет с увеличением длительности спорадической транзиентной структуры СВ и ростом среднего значения ММП.

3.5. Выводы к главе 3

Рассмотрено взаимодействие КВМ с другими типами потоков СВ в

короне и гелиосфере и свойства комплексных транзиентных структур,

образующихся при этом взаимодействии.

Проведена идентификация источников МКВМ 2010 - 2011 гг., указанных

в каталоге РК, и составлен собственный каталог событий с указанием

солнечных источников и параметров ионного состава МКВМ.

87

Показано, что результат КВМ-ВСП взаимодействия в солнечной короне зависит от расстояния между их источниками (АО и КД), что нужно учитывать при прогнозировании параметров СВ.

Предложена классификация комплексных структур солнечного ветра, образующихся в результате КВМ-КВМ и КВМ-ВСП взаимодействия в гелиосфере, исходя из ионного состава, измеренного около Земли. Установлено, что продолжительность таких структур увеличивается по сравнению с одиночными событиями в 1.8 - 2.5 раза.

Были выделены определенные свойства комплексных структур. В случае событий со слабым взаимодействием нескольких КВМ (последовательный приход КВМ друг за другом - МС1-тип), общий профиль ионного состава состоит из соответствующего числа пиков, связанных с последовательными КВМ.

Профили ионного состава, связанные с событиями при сильном взаимодействии КВМ (МС2-тип), на 1 а.е. имеют сложную структуру. Зарядовые состояния плазменных компонент таких структур определяются параметрами солнечных источников и не сильно изменяется из-за взаимодействия.

В случае взаимодействия КВМ с ВСП СВ из КД (МС3-тип) итоговый профиль ионного состава в получившейся структуре зависит от очередности пришедших потоков, а также от параметров их источников на Солнце.

Показано, что образование при взаимодействии потоков комплексных транзиентных структур влияет на их геоэффективность. Установлено, что в рассмотренный период времени наибольшая вероятность повышенной геоэффективности была связана с событиями МС2- и МСЗ-типов. Из 8 умеренных и сильных бурь 6 были связаны с указанными типами комплексных событий. Вероятными причинами являются большая длительность таких комплексов, а также более высокие значения параметров <vBs> и <Bs>.

Показано, что комплексные структуры с большей вероятностью, чем

одиночные КВМ, вызывают ФП. 5 из 12 одиночных и 8 из 11 комплексных

88

структур, зафиксированных около Земли (в точке Ь1), сопровождались ФП, причем величина ФП растет с увеличением произведения длительности комплексной структуры СВ на среднюю магнитуду ММП.

Заключение

В диссертации представлены результаты работы по исследованию формирования плазмы КВМ в солнечной короне и связи параметров МКВМ в гелиосфере с характеристиками их солнечных источников.

С помощью анализа ионного состава плазмы КВМ/МКВМ исследована эволюция плазмы от формирования в короне, прохождения в гелиосфере и регистрации в околоземном пространстве. Для расчетов ионного состава использовались методы спектроскопической диагностики и 3D МГД моделирования. На примере событий 2 августа и 24 февраля 2011 г. показано, что рассчитанные посредством уравнений ионизационного баланса значения среднего заряда ионов Fe хорошо согласуются с измеренными в МКВМ у Земли.

Развит метод диагностики плазмы КВМ на этапе нагрева и ускорения плазмы в короне с помощью анализа температурного распределения ДМЭ, полученного по изображениям солнечной короны в разнотемпературных спектральных участках ВУФ диапазона с учетом кинематики эруптирующей плазмы. С помощью анализа температурного распределения ДМЭ получены данные о процессах нагрева и эволюции плазмы КВМ в период её формирования в короне, необходимые для расчета ее ионного состава.

Определены корональные источники МКВМ, зарегистрированных около Земли в период 2010 - 2011 гг. с использованием оптических данных КА STEREO, SDO и SOHO. Составлен расширенный каталог одиночных и комплексных (образованных в результате взаимодействия потоков СВ) структур за этот период с включением данных об источниках, ионном составе и типах транзиентов.

Установлены признаки КВМ-КВМ и КВМ-ВСП взаимодействий в СВ: 1) существенно - в 1.8 - 2.5 раза увеличенная длительность возмущения ионного состава СВ по сравнению со стандартной длительностью МКВМ; 2) наличие

нескольких источников, которые формируют КВМ, движущиеся в попутных направлениях и пересекающиеся в гелиосфере.

Предложена классификация комплексных транзиентов, образующихся при взаимодействии КВМ с КВМ и ВСП, по структуре ионного состава. Типы взаимодействия нескольких потоков могут быть классифицированы как: 1) КВМ-КВМ со слабым взаимодействием (МС1-тип); 2) КВМ-КВМ с сильным взаимодействием (МС2-тип); 3) КВМ-ВСП взаимодействие (МСЗ-тип).

Установлено, что комплексные структуры МС2- и МСЗ-типов, связанные с взаимодействующими потоками СВ в период роста 24-го солнечного цикла (январь 2010 г. - август 2011 г.), с большей вероятностью вызывают умеренные и сильные магнитные бури, что может быть связано с большей длительностью и большими значениями параметров <v^Bs> и ^^ комплексных транзиентов этих типов.

Установлено, что комплексные структуры с большей вероятностью, чем одиночные КВМ, вызывают ФП. Величина ФП растет с ростом произведения среднего значения ММП на длительность комплексной структуры.

Полученные в настоящей работе результаты актуальны и представляют собой основу для дальнейших исследований в рамках данной тематики. Предполагается продолжение изучения комплексных событий, т.к. они представляют особый интерес для моделей прогноза из-за того, что вследствие взаимодействия могут изменяться параметры потока СВ, что влияет на его геоэффективность. Также ожидается продолжение исследования эволюции плазмы в короне и гелиосфере на основе данных по ионному составу с помощью анализа температурного распределения ДМЭ, полученного по изображения солнечной короны в разных ВУФ каналах.

Благодарности

Автор выражает благодарность своему научному руководителю Слемзину В.А. за оказанную поддержку, постановку задачи и ценные советы, а также своим коллегам и соавторам Шугай Ю.С., Горяеву Ф.Ф., Веселовскому И.С., Жукову А.Н., Ермолаеву Ю.И., Гречневу В.В., Кузину С.В. за рекомендации и плодотворные обсуждения. Автор выражает признательность Свертилову И.С. за полезные замечания по автореферату, позволившие улучшить его содержание. Автор благодарит оппонентов Калегаева В.В., Филиппова Б.П. и Зимовца И.В. за рецензирование и оценку диссертационной работы. Большое спасибо моей семье за поддержку.

Список сокращений

а.е. - астрономическая единица

АО - активная область

ВСП - высокоскоростной поток

ВУФ - вакуумный ультрафиолетовый диапазон спектра

ГТС (англ. HCS) - гелиосферный токовый слой

ДМЭ (англ. DEM)- дифференциальная мера эмиссии

КА - космический аппарат

КД - корональная дыра

КВМ - корональный выброс массы

КО - Кэррингтоновский оборот

ЛТР - локальное термодинамическое равновесие

МГД - магнитная гидродинамика

МКВМ - межпланетный корональный выброс массы

МО - магнитное облако

РК - каталог транзиентных событий, составленный Яном Ричардсоном и Хилари Кейн

СВ - солнечный ветер

СЦ - солнечный цикл

ФП - Форбуш-понижение потока космических лучей

AIA - Atmospheric Imaging Assembly (телескоп наблюдения за солнечной хромосферой и короной на 7 длинах волн в диапазоне экстремального ультрафиолета)

CIR - Corotating Interaction Region (коротирующая область взаимодействия перед высокоскоростными потоками)

EUVI - Extreme Ultraviolet Imager (телескоп в диапазоне экстремального ультрафиолета)

MIR - Merged interaction region (область взаимодействия КВМ-ВСП) MS - Multi-source event (событие с несколькими источниками)

SDO - Solar Dynamics Observatory (обсерватория по изучению солнечной динамики)

STEREO - Solar Terrestrial Relations Observatory (обсерватория по изучению солнечно-земных связей)

SOHO - Solar and Heliospheric Observatory (солнечная и гелиосферная обсерватория)

SS - Single-source event (событие с одним источником)

Список работ по теме диссертации

В рецензируемых журналах, индексируемых Web of Science, SCOPUS, RSCI/РИНЦ и входящих в перечень изданий, рекомендованных ВАК:

[A1] Rodkin D., Slemzin V., Zhukov A.N., Goryaev F., Shugay Yu., Veselovsky I., Single ICMEs and Complex Transient Structures in the Solar wind in 2010-2011 // Solar Physics. 2018. V. 293. P. 78. Doi: 10.1007/s11207-018-1295-4. (IF=2.503)

[A2] Слемзин В. А., Горяев Ф. Ф., Родькин Д. Г., Шугай Ю. С., Кузин С. В., Образование и распространение плазменных потоков корональных выбросов массы в солнечной короне и гелиосфере // Физика плазмы. 2019. ^м 45. №10. C. 1-35. (IF=1.008)

[A3] Goryaev F.F., Slemzin V.A., Rodkin D.G., D'Huys E., Podladchikova O., West M.J., Brightening and Darkening of the Extended Solar Corona during the Superflares of September 2017 // The Astrophysical Journal Letters. 2018. V. 856. P. L38. Doi: 10.3847/2041-8213/aab849. (IF=8.198)

[A4] Grechnev V., Kochanov A., Uralov A., Slemzin V., Rodkin D., Goryaev F., Kiselev V., Myshyakov I., Development of a Fast CME and Properties of a Related Interplanetary Transient // Solar Physics. 2019. V. 294. P. 139. Doi: 10.1007/s11207-019-1529-0. (IF=2.503)

[A5] Rodkin D., Goryaev F., Pagano P., Gibb G., Slemzin V., Shugay Yu., Veselovsky I., Mackay D.H., Origin and Ion Charge State Evolution of Solar Wind Transients during 4-7 August 2011 // Solar Physics. 2017. V. 292. P. 90. Doi: 10.1007/s11207-017-1109-0. (IF=2.503)

[A6] Родькин Д.Г., Шугай Ю.С., Слемзин В.А., Веселовский И.С., Взаимодействие высокоскоростного и транзиентного потоков солнечного ветра в максимуме 24 солнечного цикла // КСФ ФИАН. 2016. Том 43. №9. C. 44-49. (IF=0.325)

[A7] Родькин Д.Г., Слемзин В.А., Шугай Ю.С., Геомагнитные бури и Форбуш-понижения, связанные с одиночными и комплексными транзиентными структурами солнечного ветра // КСФ ФИАН. 2020. Том 47. №3. C. 36-43. (IF=0.325)

Список литературы

[1] К. В.Д., «Проект КОРОНАС-Ф: исследование солнечной активности и ее воздействия на Землю,» в Солнечно-земная физика, Москва, ФИЗМАТЛИТ, 2009, стр. 10 - 35.

[2] Howard R.A., Moses J.D., Vourlidas A., Newmark J.S., Socker D.G., Plunkett S.P., "Sun-Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)," Space Sci. Rev., vol. 136, p. 67, 2008.

[3] Brueckner G.E., Howard R.A., Koomen M.J., Korendyke C.M., Michels D.J., Moses J.D., , "The Large Angle Spectroscopic Coronagraph (LASCO)," Solar Phys, vol. 162, p. 357, 1995.

[4] Lemen J.R., Title A.M., Akin D.J., Boerner P.F., Chou C., Drake J.F., et. al., "The Atmospheric Imaging Assembly (AIA) on the Solar Dynamics Observatory (SDO)," Solar Physics, vol. 275, pp. 17-40, 2012.

[5] Pottasch S.R., "On the interpretation of the solar ultraviolet emission line soectrum," Space Sci. Rev., vol. 3, p. 816, 1964.

[6] Житник И.А., Кузин С.В., Богачев С.А., Бугаенко О.И., Иванов Ю.С., Игнатьев А.П., Крутов В.В., Митрофанов А.В., Опарин С.Н., Перцов А.А., Слемзин В.А., Суходрев Н.К., Собельман И.И., Урнов А.М., Шестов С.В., «Исследование активных процессов в солнечной короне методами изображающей спектроскопии в области 8-350А (эксперимет СПИРИТ),» в Солнечно-земная физика, Москва, ФИЗМАТЛИТ, 2009, стр. 65-128.

[7] Nolte J.T., Krieger A.S., Timothy A.F., Gold R.E., Roelof E.C., Vaiana G., Lazarus A.J., Sullivan J.D., McIntosh P.S., "Coronal Holes as Sources of Solar Wind," Solar Phys, vol. 46, p. 303, 1976.

[8] Wang Y.M., "Semiempirical Models of the Slow and Fast SolarWind," Space Science Rev., vol. 172, p. 123, 2012.

[9] Cranmer S., "Coronal Holes," Living Rev. Solar Phys., vol. 6, p. 1, 2009.

[10] Eselevich M., Eselevich V., Fujiki K., "Streamer Belt and Chains as the Main Sources of Quasi-Stationary Slow Solar Wind," Solar Phys., vol. 240, p. 135, 2007.

[11] Liewer P.C., Neugebauer M., Zurbuchen T.H., "Characteristics of Active-Region Sources of Solar Wind Near Solar Maximum," Solar Phys., vol. 223, p. 209,

2004.

[12] Riley P., Luhmann J.G., "Interplanetary Signatures of Unipolar Streamers and the Origin of the Slow Solar Wind," Solar Phys., vol. 277, p. 355, 2012.

[13] Slemzin V., Harra L., Urnov A., Kuzin S., Goryaev F., Berghmans D., "Signatures of Slow SolarWind Streams from Active Regions in the Inner Corona," Solar Phys., vol. 286, p. 157, 2013.

[14] Antiochos S.K., Mikic Z., Titov V.S., Lionello R., Linker J.A., "A Model for the Sources of the Slow Solar Wind," The Astrophys. J., vol. 731, p. 112, 2011.

[15] Richardson, I.G., Cane, H.V., "Identification of interplanetary coronal mass ejections at 1 AU using multiple solar wind plasma composition anomalies," J. Geophys. Res., vol. 109, p. A09104, 2004.

[16] Richardson, I.G., Cane, H.V., "Near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections During Solar Cycle 23 (1996 - 2009): Catalog and Summary of Properties," Solar Phys., vol. 264, p. 189, 2010.

[17] Zurbuchen T.H., Richardson I.G., "In-situ solar wind and magnetic field signatures of interplanetary coronal mass ejections," Space Sci. Rev., vol. 123, p. 31, 2006.

[18] Gosling J.T., Bame S.J.,McComas D.J., Phillips J.L., "Coronal Mass Ejection and Large Geomagnetic Storms," Geophys. Res. Lett., vol. 17, p. 901, 1990.

[19] Webb, D.F., Howard, T.A., "Coronal Mass Ejections: Observations," Living Rev. Solar Phys., vol. 9, p. 3, 2012.

[20] Филиппов Б.П., Эруптивные процессы на Солнце, Москва: ФИЗМАТЛИТ, 2007.

[21] Rouillard A.P., Lavraud B., Sheeley N.R., Davies J.A., Burlaga L.F., Savani N.P., Jacquey C., Forsyth R.J., "White light and in situ comparison of a forming merged interaction region," Astrophys. J., vol. 719, p. 1385, 2010.

[22] Gopalswamy N., Lara A., Yashiro S., Kaiser M.L., Howard R.A., "Predicting the 1AU arrival times of coronal mass," J. Geophys. Res., vol. 106, p. 29207, 2001.

[23] Vrsnak B., Temmer M., Zic Т., Taktakishvili A., Dumbovic M., Mostl C., Odstrcil D., "Heliospheric propagation of coronal mass ejections: comparison of numerical WSA-Enlil+Cone model and analytical Drag-Based model," Astrophys. J.: Supplement Ser., vol. 213, p. 21, 2014.

[24] Wold A.M., Mays M.L., Taktakishvili A., Jian L.K., Odstrcil D., Macneice P., "Verification of real-time WSA-ENLIL+Cone simulations of CME arrival-time at the CCMC from 2010 to 2016," J. Space Weather Space Clim., vol. 8, p. A17, 2018.

[25] Mays M.L., Taktakishvili A., Pulkkinen A., MacNeice P.J., Rastätter L., Odstrcil D., Jian, L.K., Richardson I.G., LaSota J.A., Zheng Y., Kuznetsova M.M., "Ensemble Modeling of CMEs Using the WSA-ENLIL+Cone Model," Solar Phys., vol. 290, p. 1775, 2015.

[26] Lepri S.T., Landi E., Zurbuchen T.H., "Solar wind heavy ions over solar cycle 23: ACE/SWICS measurements," Astrophys. J., vol. 768, p. 94, 2013.

[27] Gopalswamy N., Mäkelä P., Akiyama S., Xie H., Yashiro S., Reinard A.A., "The Solar Connection of Enhanced Heavy Ion Charge States in the Interplanetary Medium: Implications for the Flux-Rope Structure of CMEs," Solar Phys., vol. 284, p. 17, 2013.

[28] Zurbuchen T.H., Weberg M., von Steiger R., Mewaldt R.A., Lepri S.T., Antiochos S.K., "Composition of coronal mass ejections," Astrophys. J., vol. 826, p. 10, 2016.

[29] Zhao L., Zurbuchen T.H., Fisk L.A., "Global distribution of the solar wind during solar cycle 23: ACE observations," Geophys. Res. Lett., vol. 36, p. L14104, 2009.

[30] Rakowski C.E., Laming J.M., Lepri S.T., "Ion charge states in halo coronal mass ejections: what can we learn about the explosion?," Astrophys. J., vol. 268, p. 602, 2007.

[31] Gruesbeck J.R., Lepri S.T., Zurbuchen T.H., Antiochos S.K., "Constraints on coronal mass ejection evolution from in situ observations of ionic charge states," Astrophys. J., vol. 730, p. 103, 2011.

[32] Lopez R.E., Freeman J.W., "Solar Cycle Invariance in Solar Wind Proton Temperature Relationships," J. Geophys. Res., vol. 92, p. 13679, 1987.

[33] Bothmer V., Schwenn R., "The structure and origin of magnetic clouds in the solar wind," Ann. Geophys., vol. 16, p. 1, 1998.

[34] Gopalswamy N., Yashiro S., Xie H., Akiyama S., Mäkelä P., "Properties and geoeffectiveness of magnetic clouds during solar cycles 23 and 24," J. Geophys. Res.: Space Physics., vol. 120, p. 9221, 2015.

[35] Ермолаев Ю.И., Николаева Н.С., Лодкина И.Г., Ермолаев М.Ю., «Каталог крупномасштабных явлений солнечного ветра для периода 1976-2000 гг.,» Космические исследования, т. 47, стр. 99, 2009.

[36] Feldman U., Landi E., Schwadron N.-A., "On the sources of fast and slow solar wind," J. Geophys. Res., vol. 110, p. A07109, 2005.

[37] Geiss J., Gloeckler G., von Steiger R., Balsiger H., Fisk L.A., Galvin A.B., Ipavich F.M., Livi S., McKenzie J.F., Ogilvie K.W., Wilken B., "The Southern High-Speed Stream: Results from the SWICS Instrument on Ulysses," Science, vol. 268, p. 1033, 1995.

[38] Kilpua E.K.J., Jian L.K., Li Y., Luchmann J.G., Russell C.T., "Observations of ICMEs and ICME-like Solar Wind Structures from 2007 - 2010 Using Near-Earth and STEREO Observations," Solar Phys., vol. 281, p. 391, 2012.

[39] Emslie A.G., Dennis B.R., Shih A.Y., Chamberlin P.C., Mewaldt R.A., Moore C.S., Share G.H., Vourlidas A., Welsch B.T., Astrophys. J., vol. 759, p. 71, 2012.

[40] Mrozek T., Gburek S., Siarkowski M., Sylwester B., Sylwester J., Kepa A., Gryciuk M., "Solar flares observed simultaneously with SphinX, GOES and RHESSI," Solar and Astrophysical Dynamos and Magnetic Activity Proceedings IAUSymposium, vol. 294, p. 571, 2013.

[41] Lamy P.L., Floyd O., Boclet B., Wojak J., Gilardy H., Barlyaeva T., "Coronal Mass Ejections over Solar Cycles 23 and 24," Space Sci Rev, vol. 215, no. 39, 2019.

[42] Слемзин В.А., Шугай Ю.С., «Идентификация корональных источников солнечного ветра по изображениям Солнца в ВУФ диапазоне спектра,» Космические исследования, т. 53, стр. 51, 2015.

[43] Hudson H.S., Cliver E.W., "Observing coronal mass ejections without coronagraphs," J. Geophys. Res., vol. 106, p. 25199, 2001.

[44] Stone E.C., Frandsen A.M., Mewaldt R.A., Christian E.R., Margolies D., Ormes J.F., "The advanced composition explorer," Space Sci. Rev., vol. 86, p. 1, 1998.

[45] Ogilvie K.W., Chornay D.J., Fritzenreiter R.J., Hunsaker F., Keller J., Lobell J., "SWE, a comprehensive plasma instrument for the wind spacecraft," Space Sci. Rev., vol. 71, p. 55, 1995.

[46] Nolte J.T., Roelof E.C., "Large-scale structure of the interplanetary medium,"

SolarPhys., vol. 33, p. 241, 1973.

[47] Слемзин В.А., Горяев Ф.Ф., Кузин С.В., «Спектроскопическая диагностика плазмы солнечной короны,» Физика плазмы, т. 40, стр. 967-1006, 2014.

[48] Kashyap V., Drake J.J., "Markov-chain Monte Carlo reconstruction of emission measure distributions: application to solar extreme-ultraviolet spectra," Astrophys. J., vol. 503, p. 450, 1998.

[49] Hannah I.G., Kontar E.P., "Differential emission measures from the regularized inversion of Hinode and SDO data," A&A, vol. 539, p. A146, 2012.

[50] Richardson W.H., "Bayesian-Based Iterative Method of Image Restoration," J. of the Opt. Soc. of America, vol. 62, p. 55, 1972.

[51] Урнов А.М., Шестов С.В., Богачев С.А., Горяев Ф.Ф., Житник И.А., Кузин С.В., «О пространственно-временных характеристиках и механизмах образования мягкого рентгеновского излучения в солнечной короне,» Письма в астрономический журнал, т. 33, стр. 446, 2007.

[52] Goryaev F.F., Parenti S., Urnov A.M., Oparin S.N., Hochedez J.F., Reale F., "An iterative method in a probalistic approach to the spectral inverse problem. Differential emission measure from line spectra and broadband data," A&A, vol. 523, p. A44, 2010.

[53] Plowman J., Kankelborg C., Martens P., "Fast differential emission measure inversion of solar coronal data," Astrophys. J., vol. 771, p. 2, 2013.

[54] Seaton D.B., Berghmans D., Nicula B., Halain J.P., De Groof A., Thibert T., Bloomfield D.S., Raftery C.L., Gallagher P.T., Auchere F., Defise J.M., D'Huys E., Lecat J.H., Mazy E., Rochus P., Rossi L., Schuhle U., Slemzin V., Yalim M.S., Zender J., "The SWAP EUV Imaging Telescope Part I: Instrument Overview and Pre-Flight Testing," Solar Phys., vol. 286, pp. 43-65, 2013.

[55] Pagano P.,Mackay D.H., Poedts S., "Magnetohydrodynamic simulations of the ejection of a magnetic flux rope," Astron. Astrophys., vol. 554, p. A77, 2013.

[56] Gibb G.P.S., Mackay D.H., Green L.M., Meyer K.A., "Simulating the formation of a sigmoidal flux rope in AR10977 from SOHO/MDI magnetograms," Astrophys. J., vol. 782, p. 71, 2014.

[57] Kumar A., Rust D.M., "Interplanetary magnetic clouds, helicity conservation, and current-core flux-ropes," J. Geophys. Res., vol. 101, p. 15667, 1996.

[58] Lee J.-Y., Raymond J.C., Ko Y.-K., Kim K.-S., "Three-dimensional structure

and energy balance of a coronal mass ejection," Astrophys. J., vol. 692, p. 1271, 2009.

[59] Akmal A., Raymond J.C., Vourlidas A., Thompson B., Ciaravella A., Ko Y.-K., Uzzo M., Wu R., "SOHO observations of a coronal mass ejection," Astrophys. J., vol. 553, p. 922, 2001.

[60] Ciaravella A., Raymond J.C., Reale F., Strachan L., Peres G., "1997 december 12 helical coronal mass ejection. II. Density, energy estimates, and hydrodynamics," Astrophys. J., vol. 557, p. 351, 2001.

[61] Grechnev V.V., Uralov A.M., Kochanov A.A., Kuzmenko I.V., Prosovetsky D.V., Egorov Y.I., Fainshtein V.G., Kashapova L.K., "A Tiny Eruptive Filament as a Flux-Rope Progenitor and Driver of a Large-Scale CME and Wave," Solar Phys, vol. 291, p. 1173, 2016.

[62] Burlaga L.F., Plunkett S.P., St. Cyr O.C., "Successive CMEs and complex ejecta," J. Geophys. Res., vol. 107, p. 1266, 2002.

[63] Burlaga L., Berdichevsky D., Gopalswamy N., Lepping R., Zurbuchen T., "Merged interaction regions at 1 AU," J. Geophys. Res., vol. 108, p. 1425, 2003.

[64] Behannon K.W., Burlaga L.F., Hewish A., "Structure and Evolution of Compound Streams at <= 1 AU," J. Geophys. Res., vol. 96, p. 21, 1991.

[65] Burlaga L.F., Behannon K.W., Klein L.W., "Compound Streams, Magnetic Clouds, and Major Geomagnetic Storms," J. Geophys. Res., vol. 92, p. 5725, 1987.

[66] Gopalswamy N., Makela P., Xie H., Akiyama S., Yashiro S., "CME interactions with coronal holes and their interplanetary consequences," J. Geophys. Res., vol. 114, p. A00A22, 2009.

[67] Mohamed A.A., Gopalswamy N., Yashiro S., Akiyama S., Makela P., Xie H., Jung H., "The relation between coronal holes and coronal mass ejections during the rise, maximum, and declining phases of Solar Cycle 23," J. Geophys. Res., vol. 117, p. A01103, 2012.

[68] Makela P., Gopalswamy N., Xie H., Mohamed A.A., Akiyama S., Yashiro S., "Coronal Hole Influence on the Observed Structure of Interplanetary CMEs," Solar Phys., vol. 284, p. 59, 2013.

[69] Wood B.E., Wu C.C., Rouillard A.P., Howard R.A., Socker D.G., "A coronal hole's effects on coronal mass ejection shock morphology in the inner

heliosphere," Astrophys. J., vol. 755, p. 43, 2012.

[70] Шугай Ю.С., Веселовский И.С., Слемзин В.А., Ермолаев Ю.И., Родькин Д.Г., «О возможных причинах несоответствия между прогнозируемыми и наблюдаемыми параметрами высокоскоростных потоков солнечного ветра,» Космические исследования, т. 55, стр. 22, 2017.

[71] Shugay Y., Slemzin V., Rodkin D., Yermolaev Y., Veselovsky I., "Influence of coronal mass ejections on parameters of high-speed solar wind: a case study," J. Space Weather Space Clim., vol. 8, p. A28, 2018.

[72] Feldman U., "Elemental Abundances In The Upper Solar Atmosphere," Phys. Scr., vol. 46, p. 202, 1992.

[73] Lepri S.T., Zurbuchen T.H., Fisk L.A., Richardson I.G., Cane H.V., Gloeckler G., "Iron charge distribution as an identifier of interplanetary coronal mass ejections," J. Geophys. Res., vol. 106, p. 29231, 2001.

[74] Möstl C., Temmer M., Rollett T., Farrugia C.J., Liu Y., Veronig A.M., Leitner M., Galvin A.B., Biernat H.K, "STEREO and Wind observations of a fast ICME flank triggering a prolonged geomagnetic storm on 5-7 April 2010," Geophys. Res. Lett., vol. 37, p. L24103, 2010.

[75] Liu Y., Luhmann J.G., Bale S.D., Lin R.P., "Solar source and heliospheric conseqences of the 2010 april 3 coronal mass ejection: a comprehensive view," Astrophys. J., vol. 734, p. 84, 2011.

[76] Temmer M., Rollett T., Möstl C., Veronig A.M., Vrsnak B., Odstrcil D., «Influence of the ambient solar wind flow on the propagation behavior of interplanetary coronal mass ejections,» Astrophys. J., т. 743, p. 101, 2011.

[77] Somov B.V., Plasma Astrophysics, Part II. Reconection and Flares, New York: Springer, 2012.

[78] Laming J.M., "The FIP and Inverse FIP Effects in Solar and Stellar Coronae," Solar Phys., vol. 12, p. 2, 2015.

[79] Lugaz N., Temmer M.,Wang Y., Farrugia C.J., "The Interaction of Successive Coronal Mass Ejections: A Review," Solar Phys., vol. 292, p. 64, 2017.

[80] Шугай Ю.С., Веселовский И.С., Ситон Д.Б., Бергманс Д., «Иерархический подход к прогнозированию рекуррентных потоков солнечного ветра,» Астрономический вестник, т. 45, стр. 560-571, 2011.

[81] Gonzalez W.D., Joselyn J.A., Kamide Y., Kroehl H.W., Rostoker G., Tsurutani

B.T., Vasyliunas V.M., "What is a geomagnetic storm?," J. Geophys. Res., vol. 99, no. A4, pp. 5771-5792, 1994.

[82] Echer E., Gonzalez W.D., Tzurutani B.T., Gonzalez A.L.C., "Interplanetary conditions causing intense geomagnetic storms (Dst <= -100 nT) during solar cycle 23 (1996-2006)," J. Geophys. Res., vol. 113, p. A05221, 2008.

[83] Zhang, J., Richardson I.G., Webb D.F., Gopalswamy N., Huttunen E., Kasper J.C., Nitta N.V., Poomvises W., Thompson B.J., Wu C.-C., Yashiro S., Zhukov A.N., "Solar and interplanetary sources of major geomagnetic storms (Dst <= -100 nT) during 1996-2005," J. Geophys. Res., vol. 112, p. A10102, 2007.

[84] Lawrance M.B., Shanmugaraju A., Moon Y.-J., Syed Ibrahim M., Umapathy S., "Relationships Between Interplanetary Coronal Mass Ejection Characteristics and Geoeffectiveness in the Rising Phase of Solar Cycles 23 and 24," Solar Phys., vol. 291, p. 1547, 2016.

[85] Wang Y.M., Ye P.Z., Wang S., "Multiple magnetic clouds: Several examples during March-April 2001," J. Geophys. Res., vol. 108, p. A10, 2003.

[86] Farrugia C.J., Jordanova V.K., Thomsen M.F., Lu G., Cowley S.W.H., Ogilvie K.W., "A two-ejecta event associated with a two-step geomagnetic storm," J. Geophys. Res., vol. 111, p. A11104, 2006.

[87] Farrugia C.J., Matsui H., Kucharek H., Jordanova V.K., Torbert R.B., Ogilvie K.W., Berdichevsky D.B., Smith C.W., Skoug R., "Survey of intense Sun-Earth connection events (1995-2003)," Advances in Space Res., vol. 38, pp. 498-502, 2006.

[88] Xie H., Gopalswamy N., Manoharan P.K., Lara A., Yashiro S., Lepri S., "Long-lived geomagnetic storms and coronal mass ejections," J. Geophys. Res., vol. 111, p. A01103, 2006.

[89] Lugaz N., Farrugia C.J., "A new class of complex ejecta resulting from the interaction of two CMEs and its expected geoeffectiveness," Geophys. Res. Lett., vol. 41, pp. 769-776, 2014.

[90] Shen C., Chi Y., Wang Y., Xu M., Wang S., "Statistical comparison of the ICME's geoeffectiveness of different types and different solar phases from 1995 to 2014," J. Geophys. Res.: Space Physics, vol. 122, pp. 5931-5948, 2017.

[91] Wang Y., Shen C.L., Wang S., Ye P.Z., "An empirical formula relating the geomagnetic storm's intensity to the interplanetary parameters: -VBz and dt," Geophys. Res. Lett., vol. 30, p. 2039, 2003.

[92] Петрукович А.А., Белов А.В., Обридко В.Н., «Прогноз гелиогеофизической обстановки,» в Плазменная гелиогеофизика, Под ред. Зеленого Л.М., Веселовского И.С., Москва, Физматлит, 2008, стр. 235.

[93] Wu C.C., Lepping R.P., "Effects of magnetic clouds on the occurence of geomagnetic storms: The first 4 years of Wind," J. Geophys. Res., vol. 107, no. A10, p. 1314, 2002.

[94] Belov A., Abunin A., Abunina M., Eroshenko E., Oleneva V., Yanke V., Papaioannou A., Mavromichalaki, Gopalswamy N., Yashiro S., "Coronal Mass Ejections and Non-recurrent Forbush Decreases," Solar Phys., vol. 289, pp. 3949-3960, 2014.

[95] Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Абунини А.А., Ерошенко Е.А., Оленева В.А., Янке В.Г., «Рекуррентные и спорадические Форбуш-понижения в 23 и 24 СЦ,» Солнечно-земная физика, т. 5, № 1, стр. 39-47, 2019.

[96] Chertok I.M., Belov A.V., Abunin A.A., "Solar Eruptions, Forbush Decreases, and Geomagnetic Disturbances From Outstanding Active Region 12673," Space Weather, vol. 16, pp. 1549-1560, 2018.

[97] Forbush S., "Cosmic-ray intensity variations during two solar cycles," J. Geophys. res., vol. 63, no. 4, pp. 651-669, 1958.