CC BY
49
Радиофизика
Вестник Нижегородского университета им. Н.И. Лобачевского, 2010, №1, с. 79-95
УДК 523.98 551.521:523.9 551.590.21
ОБ УСИЛЕНИИ ДОЛГОПЕРИОДНЫХ ПУЛЬСАЦИЙ ^КОМПОНЕНТЫ
МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ ПЕРЕД МОЩНЫМИ СОЛНЕЧНЫМИ ВСПЫШКАМИ
© 2010 г. А.С. Смирнова
Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород
Поступила в редакцию 15.09.2009
Метод вейвлет-анализа использован для исследования долгопериодных пульсаций И-компоненты магнитного поля Земли за 2-3 дня до мощных протонных вспышек на Солнце. Рассмотрены особенности поведения спектральных компонент для станций различной широты и долготы. Выдвинуты предположения о причине усиления долгопериодных пульсаций геомагнитного поля накануне вспышечных событий.
Ключевые слова: пульсации геомагнитного поля, метод вейвлет-анализа, протонные вспышки, рентгеновское излучение.
Введение
Важной проблемой солнечно-земной физики является прогнозирование солнечной вспышеч-ной активности, которая тесно связана с различными видами глобальных геомагнитных возмущений [1-3]. Статистика таких прогнозов до сих пор остается неудовлетворительной. В связи с этим актуальным становится поиск новых прогностических факторов и закономерностей, знание которых позволило бы улучшить оправдываемость прогнозов солнечной вспы-шечной деятельности. Таким фактором может служить усиление долгопериодных пульсаций горизонтальной компоненты магнитного поля Земли перед мощными солнечными вспышками, о которых впервые сообщалось в работах [4,
5]. Причиной усиления таких колебаний-предвестников предположительно является связь между колебательными процессами в солнечной атмосфере накануне вспышечных событий и в атмосфере Земли.
Выбор метода обработки данных
Используемый в предыдущих работах метод быстрого преобразования Фурье (Fast Fourier Transform - FFT) обладает существенным недостатком - он не содержит информации об изменении частотного режима во времени. Фу-рье-спектр дает возможность судить о наличии в сигнале колебаний с определенной частотой, но не сообщает, например, являются ли эти колебания постоянно присутствующими в сигнале или они появляются и исчезают со временем.
Даже так называемый оконный Фурье-анализ (Short-Time Fourier Transform), при котором разложение сигнала на гармоники проводится внутри окна выбранной ширины, плохо подходит для исследования быстро меняющихся сигналов с широким набором частот, каковыми являются интересующие нас данные. Поэтому для анализа частотного режима геомагнитного поля имеет смысл выбрать вейвлет-анализ [6, 7].
В настоящее время вейвлет-анализ является одним из наиболее популярных и при этом эффективных средств исследования данных. Он совмещает в себе оконную технику с одновременным изменением ширины окна. Но главное его отличие от Фурье-анализа - выбранная для разложения сигнала функция. Она не бесконечная, как у Фурье-разложения, а быстро стремящаяся к нулю, причем ее среднее по времени значение должно равняться нулю. Рисунок 1 иллюстрирует различия между оконным Фурье-анализом и вейвлет-анализом. При оконном Фурье-анализе в качестве основных базисных функций используются гармонические функции различной частоты, тогда как вейвлетные базисы достаточно разнообразны как по частоте, так и по форме. И в том и в другом случае конечным результатом является частотно-временное представление сигнала (правая часть рисунка). Однако при использовании оконного Фурье-анализа окно имеет фиксированный размер, не зависящий от рассматриваемого масштаба, а вейвлет-преобразование использует окна различной ширины, что позволяет изучать каждую частотную компоненту с разрешением, соответ-
Рис. 1. Преобразование сигнала методом a) вейвлет-анализа; b) оконного Фурье-анализа
Рис. 2. Примеры базисных функций для вейвлет-анализа: a) Morlet - модулированный гауссиан, b) Paul - четвертая производная от функции Гаусса (m = 4), c) Mexican hat (DOG m = 2) - вторая производная от функции Гаусса. Сплошной линией изображена вещественная часть функции, пунктиром - мнимая
ствующим ее масштабу, и, таким образом, получать более качественную частотно-временную локализацию.
Возьмем произвольный сигнал - некоторую функцию s(t) (переменная t - реальное время процесса) и произведем ее вейвлет-анализ при помощи функции разложения у (на рис. 2 представлены примеры таких функций в зависимости от времени). Результатом вейвлет-анализа этого сигнала будет функция С(^ а), которая зависит уже от двух переменных - от времени t и от масштаба а. Большие значения масштаба соответствуют глобальному представлению сигнала, а низкие значения масштаба позволяют различить детали. Низкие частоты соответствуют глобальной информации о сигнале, а высокие - детальной информации и особенностям, которые имеют малую протяженность, т.е. масштаб вейвлета, как единица шкалы частотно-временного представления сигналов, обратен частоте. Для каждой пары t и а (а > 0) рецепт вычисления значения С(^ а) следующий. Растянуть вейвлет в а раз по горизонтали и 1/а раз по вертикали. Сдвинуть его в
точку t. Полученный вейвлет обозначим а). Далее усредняем значения сигнала в окрестности точки а при помощи ^(?,а). При фиксированном значении масштаба а функция С(^ а) есть свертка исходной функции с растянутым в а раз вейвлетом. Итак, коэффициенты разложения исходного сигнала будут функциями масштаба (частоты) и выбранных точек Ь на оси временной шкалы V.
С(Ь,а) = [s(t)—^■. (1)
£ Ыа \ а )
В результате мы получим трехмерную картину: реальное время процесса - масштаб (частота или период) - мощность гармоники с данной частотой в данный момент времени. Интервалы значений коэффициентов можно замаркировать разными цветами и сделать рисунок двумерным.
На рис. 3 приведен пример анализа зашумленного синусоидального сигнала с убывающим в течение суток периодом:
а) Тестируемая функция.
4
2
О
-2
-4 ,
Input signal
“I-----------------------Г"
“I-----------------------Г"
—|-----------------------Г"
—|-----------------------Г-
4 6 8 10 12 14
Time, hours Wavelet Power Spectrum
16 18 20 22 24
я
£
-a
о
Global Wavelet Spectrum
4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24 0 20
Time, hours
00
>
Time, hours
Рис. 3. Пример вейвлет-анализа сигнала с убывающим периодом
2
0
2
б) Результат проведенного вейвлет-анализа. По горизонтальной оси - реальное время процесса (часы), по вертикали - масштаб (период в минутах). Величина коэффициентов (интенсивность окраски) говорит о качестве совпадения (корреляции) формы оригинального вейвлета и сигнала при данном значении масштаба. Черный контур показывает 95%-й уровень значимости, также обозначен конус влияния, за его пределами картину искажают краевые эффекты (http://paos.colorado.edu/research/wavelets).
в) Глобальный вейвлет-спектр, полученный путем усреднения коэффициентов по времени. Пунктиром обозначен 95%-й уровень значимости. По горизонтальной оси - мощность, по вертикали - период в минутах.
с) По горизонтальной оси - реальное время процесса (часы), по вертикали - результат усреднения коэффициентов для периодов 30-60 минут. Пунктиром обозначен 95%-й уровень значимости.
На рис. 4 для сравнения приведен Фурье-спектр того же сигнала. Исследуя этот график, мы можем сказать только, что в сигнале присутствуют интересующие нас периоды 30-60 минут, то есть преобразование Фурье отображает глобальные сведения о частотах исследуемо-
го сигнала и не дает представления о локальных свойствах сигнала при быстрых временных изменениях его спектрального состава. Мы не знаем, является ли этот сигнал суммой двух синусоид (стационарный сигнал) или двумя последовательно следующими синусоидами с теми же частотами (нестационарный сигнал), т.к. спектральные коэффициенты вычисляются интегрированием по всему интервалу задания сигнала. Преобразование Фурье в принципе не имеет возможности анализировать частотные характеристики сигнала в произвольные моменты времени, тогда как исследуя рис. 3 мы с уверенностью можем утверждать, что в течение 6 часов (с 4 до 10) период сигнала плавно уменьшился от 60 до 30 минут.
Выбор функции разложения
Для выбора базисного вейвлета, который лучше всего подходит для частотно-временного анализа горизонтальной компоненты магнитного поля Земли, проведем вейвлет-анализ исходного сигнала (рис. 5) при помощи различных функций разложения (рис. 2). На рис. 6-8 представлены результаты этого анализа.
Period, min
Рис. 4. Пример Фурье-анализа сигнала с убывающим периодом
Input signal
10 12 14
Time, hours
22 24
Рис. 5. Входной сигнал - H-компонента магнитного поля Земли
S
^ 1б I 32
чз б4 о
Й 12S
Рн
25б
512
Wavelet Power Spectrum
Global Wavelet Spectrum
bD
>
200
150
100
50
2 4 б S 10 12 14 1б 18 20 22 24 0 500 1000 15000
Time, hours 30-б0 min Scale-average Time Series
Power (nT )
1111111111
0 2 4 б 8 10 12 14 1б 18 20 22 24
Time, hours
0
Рис. б. Результат вейвлет-анализа сигнала при помощи функции Mexican hat
4
5 1б 32 б4
12S 25б I 0
Wavelet Power Spectrum
Global Wavelet Spectrum
2 4 б
8 10 12 14 1б 18 20 22 24 0 500 1000 15000
4
5 1б 32 б4
12S
25б
Time, hours
Power (nT )
Рис. 7. Результат вейвлет-анализа сигнала при помощи функции Paul
Wavelet Power Spectrum (Wavelet Morlet)___________________
Global Wavelet Spectrum
0 2 4 б 8 10 12 14 1б 18 20 22 24 0 1000 2000
Time, hours Power (nT2)
Рис. S. Результат вейвлет-анализа сигнала при помощи функции Morlet
При использовании вейвлета Dog (рис. 6) мощность колебаний с интересующими нас периодами 30-60 минут не превышает 95%-го уровня значимости. При использовании вейвлета Paul (рис. 7) мощность таких колебаний составляет 200 nT2. Наиболее четко колебания с периодами 30-60 минут выделяются при использовании вейвлета Morlet. Их мощность достигает 300 nT2. В дальнейшем в работе мы будет пользоваться именно этим вейвлетом (формула (2), рис. 2а):
<2
y(t) = e 2 cos5t.
(2)
Результаты вейвлет-анализа тестовых данных Н-компоненты геомагнитного поля за февраль 2008 года
Перед тем как начать исследование поведения Н-компоненты геомагнитного поля накануне протонных вспышек, необходимо провести тестовое исследование для получения образцов вейвлет-спектров для различных станций при спокойных условиях (отсутствии вспышек) на Солнце. Кроме того, для выявления слабых колебаний горизонтальной компоненты геомагнит-
Рис. 9. Распределение используемых в работе геомагнитных станций
Таблица 1
Координаты используемых в работе геомагнитных станций
Код станции Название станции Координаты
Широта Долгота
HUA Huancayo -12.03S 2S4.6S2
LRV Leirvogur б4.1 S3 33S.301
VAL Valentia 51.930 349.750
KAL Kaliningrad 54.б 20.2
KIR Kiruna 67.S3 20.42
MOS Moscow 55.4S 37.32
KNY Kanoya 31.424 130.SS0
HTY Hatizyo 33.073 139.S25
KAK Kakioka 3б.232 140.1S6
MMB Memambetsu 43.910 144.1S9
ного поля необходимы наблюдения при помощи приборов с наибольшей чувствительностью. За последние годы качество работы измерительной аппаратуры существенно улучшилось, поэтому для анализа был выбран февраль 2008 года, так как в этот период полностью отсутствовали любые проявления солнечной активности. Станции выбирались так, чтобы охватить наибольшее расстояние как по широте, так и по долготе, чтобы в дальнейшем при исследовании пространственного распределения колебаний Н-компоненты магнитного поля Земли имелись опорные вейвлет-спектры, определяющие мощность долгопериодных спектральных составляющих при отсутствии активных событий на Солнце. Для этого было отобрано 10 станций, расположенных в интервале 349 градусов по долготе и 80 градусов по широте. Данные с разрешением 1 мин взяты на сайтах http://swdcdb.kugi.kyoto-u.ac.jp/cgi-bin/caplot-cgi и http://www.izmiran.rssi.ru. Географические координаты используемых в работе станций пред-
ставлены в табл. l, их расположение в геомагнитных координатах отражено на рис. 9.
Для корректной работы программы, а также стабилизации данных перед проведением вейвлет-анализа во временном ряде выделялись интересующие нас периоды ЗО-бО минут. Для этого из исследуемого ряда вычитался тренд, построенный с помощью метода наименьших квадратов. Далее проводилась нормировка данных на среднеквадратичное отклонение.
На всех станциях «японской» группы (MMB, HTY, KNY, KAK) спектральные компоненты с периодами ЗО-бО минут появляются в утренние и дневные часы. Их мощность достигает l5 nT2. На европейских станциях (MOS, KAL, VAL) искомые компоненты появляются в вечерние и ночные часы. Их мощность также невелика. Она составляет 2О nT2. Мощность компонент на экваториальной станции (HUA) заметно выше (l ОО nT2), а на авроральных станциях (KIR и LRV) она достигает 25ОО nT2. При этом фоно-
Н
я
fi
а
о
о
10
5
0
H-comp. 6-9/02/2008 (Station VAL)
-5 -
-10
60208
70208
90208
80208 Date, LT
Wavelet Power Spectrum of H-comp. (Station VAL)
100208
Global Wavelet Spectrum
4
8
16
32
64
128
256
60208
70208
80208 Date, LT
90208
30-60 min Scale-average Time Series
н
я
bD
>
<
100208 0
10
Power (nT2)
20
Date, LT
Рис. 10. Результат вейвлет-анализа Н-компоненты магнитного поля Земли для среднеширотной станции (спокойный период)
вые значения остаются невысокими. Выделенные компоненты появляются также в вечерние и ночные часы.
На всех среднеширотных станциях (рис. 10) значения мощности лежат в пределах суточной вариации (20 пТ2). Для экваториальной области значение суточной вариации составляет 200 пТ2, что связано с наличием экваториального электроджета. Экваториальный электроджет характеризуется зональной ионосферной проводимостью, которая очень высока в дневное время. В ночные часы ионосферная проводимость существенно ниже. Ранним утром и поздним вечером, равно как ночью, долгопериодных пульсаций на экваторе не наблюдается, что согласуется с суточной вариацией проводимости. Следовательно, наблюдаемые колебания Н-компонен-ты (рис. 11) также не выходят за пределы среднесуточной вариации. Высокие значения мощности на авроральных станциях (рис. 12) могут быть связаны с продольными токами, которые текут на данной широте в интервале времени 1700-0400 ЬТ.
Поиск долгопериодных колебаний в период времени, примыкающий к крупной протонной вспышке
Для исследования была выбрана вспышка
22.03.1991 г., т.к. событие сопровождалось необычайно высоким потоком протонов (с энергиями >10 MeV) - 43000 pfu. В оптическом диапазоне наблюдалась вспышка класса 3В, в рентгеновском - Х9. Максимум вспышечного события в рентгеновском диапазоне отмечен
22.03.1991 г. в 22:47 иТ. Координаты активной области - 826Е28. Этот случай можно считать уединенным, т. к. в рассматриваемый нами период не было зафиксировано других протонных вспышек, и можно с уверенностью говорить о воздействии на Землю именно этого вспышеч-ного события. Начало протонного события зафиксировано 23.03.1991 г. в 0820 иТ, максимум - 24.03.1991 г. в 0350 иТ.
Географические координаты используемых в работе станций представлены в табл. 2, их расположение в геомагнитных координатах
60208
4
8
16
32
64
128
256
H-comp. 6-9/02/2008 (Station VAL)
60208
70208
90208
80208 Date, LT
Wavelet Power Spectrum of H-comp. (Station VAL)
100208
Global Wavelet Spectrum
: ШмШ 1Й, , Ш \
' вга О 1 1 i 1 ]л \
. \ - , , , - \ 1 1—
70208
80208 Date, LT
90208
100208 0
50
Power (nT2)
100
н
я
bD
Date, LT
Рис. 11. Результат вейвлет-анализа H-компоненты магнитного поля Земли для экваториальной станции (спокойный период)
Date, LT
Wavelet Power Spectrum of H-comp. (Station KIR)
Global Wavelet Spectrum
4
8
16
32
64
128
256
60208
70208
80208 Date, LT
90208 100208
0 500 1000
Power (nT2)
Date, LT
Рис. 12. Результат вейвлет-анализа H-компоненты магнитного поля Земли для высокоширотной станции (спокойный период)
Рис. 13. Распределение используемых в работе геомагнитных станций
Таблица 2
Координаты используемых в работе геомагнитных станций
Код станции Название станции Координаты
Широта Долгота
THL Thule 77.4S 290.S3
RES Resolute Bay 74.б90 2б5.105
CBB Cambridge Bay б9.123 254.9б9
YKC Yellowknife 62.4S0 245.51S
PBQ Poste-De-La-Baleine 55.277 2S2.255
MEA Meanook 54.б1б 24б.б53
STJ St. Johns 47.595 307.323
OTT Ottawa 45.403 2S4.44S
VAL Valentia 51.930 349.750
BFE Brorfelde 55.б25 11.б72
VIC Victoria 4S.520 23 б. 5S0
BEL Belsk 51.S37 20.792
CLF Chambon-La-Foret 4S.025 2.2б1
FRD Fredericksburg 3S.200 2S2.630
BOU Boulder 40.130 254.7б0
SJG San Juan 1S.110 293.S50
FRN Fresno 37.090 240.2S0
отражено на рис. 13. Станции отобраны так, чтобы исследовать широтное и меридиональное распределение колебаний горизонтальной компоненты геомагнитного поля.
На рис. 14-15 представлены результаты вейвлет-анализа H-компоненты геомагнитного поля за период времени 19-22.03.1991 г. для среднеширотной и авроральной станций. Долгопериодные пульсации (с периодами ЗО-бО минут) H-компоненты геомагнитного поля наблюдаются на всех протестированных станциях за 2-З дня до вспышки. Они представляют собой усиление мощности колебаний горизонтальной компоненты магнитного поля с перио-
дами ЗО-бО минут. Для среднеширотных станций мощность предвспышечных колебаний повышается приблизительно в 10 раз по сравнению со спокойными периодами. Для высокоширотных станций это увеличение составляет 2-5 раз.
На рис. 1б представлен результат построения вейвлет-спектра H-компоненты геомагнитного поля для станции Thule за период времени 19-
24.03.1991 г. 19 марта мощность колебаний с периодами ЗО-бО минут невелика и составляет ~250 nT2. По мере приближения к вспышке 22 марта мощность колебаний больших периодов возрастает и достигает 1800 nT2. Во время маг-
H-comp. 6-9/02/200S (Station VAL)
H
я
fi
Є
о
Date, LT
Wavelet Power Spectrum of H-comp. (Station VAL)
Global Wavelet Spectrum
я
£
-a
фо
s
Рн
4
5 1б 32 б4
12S
15б
190391
200391
210391 Date, LT
220391
230391 0 50 100
Power (nT2)
H
я
>
00
<:
Date, LT
Рис. 14. Результат вейвлет-анализа H-компоненты геомагнитного поля для среднеширотной станции (возмущенный период)
H-comp. 6-9/02/2008 ( Station YKC)
20
Н 10 & 0
190391
200391
220391
210391 Date, UT
Wavelet Power Spectrum of H-comp. (Station YKC)
230391
Global Wavelet Spectrum
4
— S я
І 1б І 32 | б4 12S 15б
190391
200391
210391 Date, UT
220391
230391 0
2000 4000 б000 Power (nT2)
H
я
cd
>
>
Date, UT
Рис. 15. Результат вейвлет-анализа H-компоненты геомагнитного поля для высокоширотной станции (возмущенный период)
Period (min) Period (min) Period (min) Period (min) Period (min) Period (nnin)
Рис. 16. Результат вейвлет-анализа горизонтальной компоненты геомагнитного поля для станции Thule за период времени 19-24.03.1991 г.
н
я
Period (min)
■ 19.03.1991 -----2G.03.1991 -----21.03.1991 -----22.03.1991 23.03.1991 -----24.03.1991
Рис. 17. Глобальный вейвлет-спектр горизонтальной компоненты геомагнитного поля для станции Thule за период времени 19-24.03.1991 г.
Рис. 18. Широтный разрез
Рис. 19. Меридиональный разрез
нитной бури 24.03.1991 г. мощность колебаний составляет 1.8-105 пТ2. На рис. 17 для того же периода времени изображены на одном графике глобальные вейвлет-спектры горизонтальной компоненты геомагнитного поля для каждого дня. Можно заметить, что максимум мощности в спектрах приходится на 45-минутный период.
Существуют особенности поведения спектральных компонент для станций различной широты и долготы. На станциях близких геомагнитных широт (рис. 18) предвспышечные колебания идентичны и возникают одновременно, их мощность отличается незначительно. Коэффициент корреляции спектральных плотностей (усредненных по периодам 30-60 минут) для таких станций достигает 99%, что свидетельствует о достоверности наблюдаемого эффекта. Для станций, расположенных на одном геомагнитном меридиане, мощность долгопериодных колебаний снижается с уменьшением широты приблизительно в 60 раз (рис. 19). Кроме того, на станциях средних широт коле-
бания появляются с опережением в несколько часов, что не удивительно, т. к. в высоких широтах из-за большой зашумленности процесс раскачки ионосферы идет медленнее.
Результаты вейвлет-анализа данных рентгеновского излучения
В работах [8-10] выдвигалась гипотеза о том, что причиной усиления долгопериодных пульсаций-предвестников является связь между колебательными процессами в солнечной атмосфере накануне вспышечных событий и в атмосфере Земли. Предвспышечные колебания физических параметров солнечной атмосферы модулируют колебания сходных периодов, как в радиодиапазоне [11, 12], так и в других диапазонах электромагнитных волн. Пульсации рентгеновского и ультрафиолетового излучения, в свою очередь, посредством резонансного эффекта приводят к усилению колебаний ионосферных токовых систем и, как следствие,
X-ray Flux 6-9/02/200S (5-3 Ang)
ч_, 20
о _S 10
£ 0
S? •— -10
X
4
S
S3 £ 16
"О 32
'П и О- 64
12S
256
Ч- -В о S б
I
4
О о •8 > 2
во % 0
і\1.. ,ік.лЛк -J * *-■ Ш L ‘
1 [f 'ЩЩ 1 і !
60208 70208 80208 90208
Date, LT
Wavelet Power Spectrum of Х-ray Flux
10020S
Global Wavelet Spectrum
6020s
x10
20
70208 80208 90208
Date, LT
30-60 min Scale-average Time Series
10020S 0 0.5 1 1.5
Power ((Watts/meter2)2) x10-19
--------r\ —
-------------------------------:------------------------—
6020S
7020S
S020S Date, LT
9020S
10020S
Рис. 20. Результат вейвлет-анализа потока рентгеновского излучения (спокойный период)
Таблица 3
Результаты корреляционного анализа спектральных плотностей, усредненных по периодам 30-60 минут, для различных станций
X-rays RES CBB YKC MEA VIC FRN BOU FRD STJ VAL CLF BFE BEL
X-rays 0.050 0.164 0.224 -0.002 0.925 0.845 0.849 0.118 0.061 0.024 0.133 0.173 0.143
RES 0.050 0.426 0.235 0.198 0.076 0.099 0.054 0.230 0.270 0.208 0.191 0.178 0.169
CBB 0.164 0.426 0.146 0.086 0.228 0.222 0.269 0.187 0.155 0.123 0.150 0.179 0.158
YKC 0.224 0.235 0.146 0.632 0.370 0.464 0.326 0.673 0.686 0.686 0.703 0.677 0.665
MEA -0.002 0.198 0.086 0.632 0.164 0.341 0.071 0.888 0.885 0.900 0.894 0.872 0.868
VIC 0.925 0.076 0.228 0.370 0.164 0.952 0.939 0.305 0.233 0.183 0.302 0.342 0.310
FRN 0.845 0.099 0.222 0.464 0.341 0.952 0.925 0.482 0.444 0.341 0.465 0.514 0.487
BOU 0.849 0.054 0.269 0.326 0.071 0.939 0.925 0.263 0.166 0.087 0.203 0.250 0.223
FRD 0.118 0.230 0.187 0.673 0.888 0.305 0.482 0.263 0.911 0.928 0.943 0.931 0.929
STJ 0.061 0.270 0.155 0.686 0.885 0.233 0.444 0.166 0.911 0.877 0.900 0.897 0.892
VAL 0.024 0.208 0.123 0.686 0.900 0.183 0.341 0.087 0.928 0.877 0.976 0.943 0.945
CLF 0.133 0.191 0.150 0.703 0.894 0.302 0.465 0.203 0.943 0.900 0.976 0.986 0.984
BFE 0.173 0.178 0.179 0.677 0.872 0.342 0.514 0.250 0.931 0.897 0.943 0.986 0.996
BEL 0.143 0.169 0.158 0.665 0.868 0.310 0.487 0.223 0.929 0.892 0.945 0.984 0.996
геомагнитного поля. В пользу этого предположения говорит тот факт, что корреляция спектральной плотности, усредненной по периодам 30-60 минут, для станций Fredericksburg (FRD) и Belsk (BEL), расположенных на различных материках, составляет 93%, тогда как для станций FRD и Boulder (BOU), находящихся на не-
большом расстоянии, - всего 26% (табл. 3). Это объясняется тем, что станции FRD и BEL попадают под влияние одной и той же токовой системы, которая может простираться на несколько тысяч километров, а станции FRD и BOU - под влияние различных токовых систем. Механизм усиления долгопериодных колебаний на стан-
Wavelet Power Spectrum of H-comp. Station BOU
Global Wavelet Spectrum
190391
200391
210391 Station FRN
220391
230390 50 100 150
190391
200391
210391 Date, UT
X-rays flux (3-5 Ang)
220391
230390 20 40 60 SO
Power (nT2)
.Е В
-§ 16
1 32 \ 1
1 64
190391
200391
210391 Date, UT
220391
230390 1
Power
(Watts/Meter2)2x10-12
Рис. 21. Результат вейвлет-анализа потока рентгеновского излучения и Н-компоненты геомагнитного поля для среднеширотных станций (возмущенный период)
циях высоких широт может вызываться тем же механизмом, если токовая система охватывает различные широты. Другой возможный механизм предположительно связан с резонансом силовых линий, возникающим при обдувании магнитосферной полости солнечным ветром [13-17].
Для выяснения причин усиления долгопериодных колебаний было проведено исследование спектрального состава потока рентгеновского излучения. Для анализа были взяты данные по рентгеновскому излучению с разрешением 1 мин. со спутника GOES (http://goes.ngdc.noaa.gov/data/avg). На рис. 20 представлен тестовый вейвлет-спектр потока рентгеновского излучения в интервале 3-5 А за период времени 6-9.02.2008 г. Пульсации наблюдаются как в дневные, так в утренние и вечерние часы. Их мощность составляет 10"19 (Watts/Meter2)2.
На нижней панели рис. 21 изображен вейвлет-спектр рентгеновского излучения в интервале 3-5 А накануне рассматриваемой вспышки
23.03.1991 г. В нем также присутствуют долгопериодные компоненты, причем их мощность значительно превышает значения, зафиксиро-
/1П-19
ванные для спокойных интервалов (10 (Watts/Meter2)2) (см. рис. 20). Результаты исследования корреляции спектральной плотности
рентгеновского излучения и горизонтальной компоненты магнитного поля также представлены в табл. З. Для среднеширотных станций Fresno (FRN), Victoria (VIC) и BOU (рис. 21) коэффициент корреляции достигает 9З%, что свидетельствует в пользу гипотезы о влиянии спектрального состава ионизирующего пред-вспышечного излучения Солнца на спектр усиливающихся геомагнитных колебаний.
Заключение
Геомагнитные пульсации, наблюдаемые на земной поверхности, многообразны и отличаются по механизмам генерации, широтному распределению, пространственно-временной динамике. Характеристики пульсации с периодами до бОО с подробно изучены и изложены в ряде обзоров и монографий, тогда как долгопериодные пульсации геомагнитного поля до сих пор изучены слабо, статистика пока не набрана.
В данной работе на основании нового метода (вейвлет-анализа) на большом экспериментальном материале, включающем данные 17 станций, расположенных в интервале З49 градусов по долготе и 80 градусов по широте, подтверждены результаты некоторых ранее проведенных исследований. Кроме того, изучен ряд осо-
бенностей временного, пространственного распределения долгопериодных колебаний, выявлены отличия в их характеристиках для спокойных и возмущенных условий, сделаны предположения о природе их возбуждения.
Усиление долгопериодных пульсаций H-компоненты геомагнитного поля по сравнению со спокойными периодами обнаружено на всех протестированных станциях за 2-3 дня до исследуемой вспышки. На станциях близких геомагнитных широт предвспышечные колебания идентичны и возникают одновременно, их мощность отличается незначительно. Для станций, расположенных на одном геомагнитном меридиане, мощность долгопериодных колебаний снижается с уменьшением широты, на станциях средних широт колебания появляются с опережением несколько часов.
Коэффициент корреляции спектральной плотности рентгеновского излучения и горизонтальной компоненты магнитного поля достигает 93%. Это позволяет нам говорить о влиянии спектрального состава ионизирующего предвспышечного излучения Солнца на спектр усиливающихся геомагнитных колебаний.
Исследование слабых долгопериодных вариаций магнитного поля Земли открывает новые возможности изучения физической картины явлений на трассе Солнце - Земля, а также развития методик краткосрочного прогнозирования и диагностики геоэффективных солнечных явлений. Кроме того, существует возможность использования вариаций характеристик геомагнитных пульсаций на земной поверхности как диагностического инструмента слежения за состоянием ионосферных токовых систем, что частично показано в данной работе. Увеличение компьютерной мощности и появление новых инструментов диагностики колебательного режима геомагнитного поля и солнечного излучения различных диапазонов способствует продвижению исследований в данной области.
Автор благодарна С.Д. Снегиреву и О.А. Шей-нер за постановку задачи, рекомендации и полезные советы.
Список литературы
1. Barkhatov N.A., Levitin A.E., Smirnova A.S., Snegirev S.D. Establishment of sources of solar stream types on a space weather parameter complex // In: «Physics of Auroral Phenomena», Proc. XXX Annual Seminar, Apatity, Kola Science Centre, Russian Academy of Science, 2007. P. 125-128.
2. Barkhatov N.A., Smirnova A.S., Snegirev S.D., Revunov S.E. // Geophysical Research Abstracts. Vol. 9, 05662, 2007, SRef-ID: 1607-7962/gra/EGU2007-A-05662, European Geosciences Union, General Assembly 2007, Vienna, Austria, 15-20 April 2007.
3. Barkhatov N.A., Levitin A.E., Revunov S.E., et al. Classification of the large-scale events of space weather // В сб.: Труды XI Международной конференции по физике Солнца «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических проявлений», 2-7 июля 2007 г., Пулково. С. 39-42.
4. Быстров М.В., Кобрин М.М., Снегирев С.Д. // Геомагнетизм и аэрономия. 1979. Т. 2. С. 306.
5. Malygin V.I., Snegirev S.D. // Planet Space Sci. 1985. V. 33, N 11. P. 1251-1257.
6. Khabarova O.V., Rudenchik E.A. Wavelet analysis of solar wind and geomagnetic field ULF-oscillations. Preprint IZMIRAN 6 (1149). Moscow, 2002.
7. Иванов В.В., Ротанова Н.М., Ковалевская Е.В. // Геомагнетизм и аэрономия. 2002. Т. 41, № 5. С. 610-618.
8. Снегирев С.Д., Фридман В.М., Шейнер О.А. О флуктуациях магнитного поля Земли, предшествующих крупным солнечным вспышкам // В сб.: «Солнечно-земная физика». Вып. 8. Новосибирск: СО РАН, 2005. С. 27-29.
9. Снегирев С.Д., Фридман В.М., Шейнер О.А., Мальцева Н.В. Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизи-ческой активности // В сб.: Труды Всероссийской конференции. Троицк (10-15 октября 2005 г.). Троицк: ИЗМИРАН, 2006. С. 305-310.
10. Смирнова А.С., Снегирев С.Д., Шейнер О.А. О долгопериодных пульсациях Н-компоненты магнитного поля Земли перед солнечными протонными вспышками // Тезисы докладов тринадцатой научной конференции по радиофизике, 7 мая 2009 г. Н. Новгород: Изд-во ННГУ, 2009.
11. Kobrin M.M., Korshunov A.I., Arbuzov S.I. et al. // Solar Phys. 1978. V. 56. P. 359-373.
12. Kobrin M.M., Pakhomov V.V., Snegirev C.D. et al. An investigation of the relationship between long-period pulsations of cm radio emission and solar proton flares forecasts // In: Proc. STPW'96 (Hiraiso, Japan, 2327 January 1996).
13. Gudkov M.G. and Troshichev O.A. // Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics. 1996. Vol. 58, № 5. Р. 613-623.
14. Menk F.W., Yeoman T.K., Wright D., Lester M.E. Co-ordinated observations of forced and resonant field line oscillations at high latitudes // In: S-RAMP Proceedings of the AIP Congress, Perth, September 1998.
15. Глузман Р.Л., Смирнова А.С. Прогнозирование ионосферных параметров в высоких широтах методом искусственных нейронных сетей // В сб.: XI Нижегородская сессия молодых ученых. Математические науки: Материалы докладов. Н. Новгород: Изд. Гладкова О.В., 2006. С. 39-40.
16. Barkhatova O.M., Smirnova A.S., Ulybina R.I., et al. The account of solar-magnetosphere connections in the problem of the prognosis of subauroral ionosphere parameters // В сб.: Труды XI Международной конференции по физике Солнца «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геофизических проявлений», 2-7 июля 2007 г., Пулково. С. 4344.
17. Бархатова О.М., Смирнова А.С., Улыби-на Р.И. // Изв. вузов. Радиофизика. 2009. Т. 52, № 2. С. 109-117.
ON THE ENHANCEMENT OF LONG-PERIOD PULSATIONS OF THE H COMPONENT OF THE EARTHS MAGNETIC FIELD BEFORE LARGE SOLAR FLARES
A.S. Smirnova
The wavelet analysis method has been used to study the enhancement of long-period pulsations of the H component of the Earth's magnetic field 2-3 days before large solar proton flares. Peculiarities in the behavior of spectral components have been considered for different latitude/longitude stations. Some assumptions have been made regarding the cause of such enhancement.
Keywords: long-period pulsations of geomagnetic field, wavelet analysis method, solar proton flares, X-ray emission.
