CC BY
11EARTH SCIENCES
РОЛЬ ТУРБУЛЕНТНОСТИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В ДВУХ ТИПАХ ГЕОМАГНИТНЫХ
БУРЬ
Крымский Г.Ф.
Институт космофизических исследований и аэрономии им. Ю.Г. Шафера СО РАН, академик РАН
Шадрина Л.П.
Академия наук Республики Саха (Якутия), ведущий научный сотрудник
Якутск, Россия
ROLE OF SOLAR WIND TURBULENCE IN TWO TYPES OF GEOMAGNETIC STORMS
Krimsky G.
Yu.G. Shafer Institute of CosmophysicalResearch andAeronomy SBRAS
Shadrina L.
Academy of Sciences of Sakha (Yakutia) Republic, leading researcher
Yakutsk, Russian Federation
АННОТАЦИЯ
Проведен анализ геомагнитных бурь и суббурь в год максимума XXIII солнечного цикла (2000 г.). Для определения типа бурь- спорадических или рекуррентных - использован численный параметр k - отношение амплитуды Dst индекса к сумме АЕ индекса в главную фазу бури. Средние величины параметров геомагнитного поля и солнечного ветра, полученные методом наложения эпох, показали, что наряду с известными морфологическими различиями двух типов бурь - амплитудой понижения Dst индекса, всплеском плотности и увеличением скорости солнечного ветра, модуля и южной компоненты ММП, существенно различается уровень турбулентности солнечного ветра - изменчивость вектора ММП (oF). Во время спорадических бурь этот параметр увеличивается почти в 2 раза и сохраняет повышенные значения почти сутки, a во время рекуррентных заметно лишь небольшое плавное увеличение. Суббуревая активность (АЕ-индекс) различается в двух типах бурь незначительно. Это объясняется тем, что турбулентное ММП на переднем фронте высокоскоростных потоков во время спорадических событий является дополнительным источником энергии кольцевого тока.
ABSTRACT
An analysis of geomagnetic storms and substorms in the year of the maximum of the XXIII solar cycle (2000) was fulfilled. To determine the type of storm - sporadic or recurrent - we use the numerical parameter k, defined as the ratio of the amplitude of the Dst index to the sum of the AE index in the main phase of the storm. The average values of the geomagnetic field and the solar wind parameters obtained by superposed-epoch analysis have shown that in addition to the well-known morphological differences between the two types of storms - values of the decrease of the Dst index amplitude, the density jump and the increase of solar wind speed, the module and the southern component of the IMF, the turbulence of the solar wind (the parameter cF - the variability of the IMP vector) increased too. During sporadic storms, cF grows almost doubled and remains increased during almost a day, but during recurrent storms only a weak smooth increase was noticeable. Substorm activity (AE-index) differs insignificantly in both types of storms. This is explained by the possibility that turbulence IMF on the leading edge of high-speed flows during sporadic events can give an additional contribution of the ring current energy.
Ключевые слова: геомагнитные бури и суббури, солнечный ветер, межпланетное магнитное поле, турбулентность.
Keywords: geomagnetic storms and substorms, solar wind, interplanetary magnetic field, turbulence.
Введение
Выяснению роли структурных образований в солнечном ветре в производстве на Земле различных эффектов, в том числе магнитных бурь и суббурь, в последние годы посвящено множество работ. В цикле работ Ю.И. Ермолаева с соавторами [1-6] на основе статистической обработки большого массива данных выделено 8 типов геоэффективных структур в солнечном ветре - 3 типа квазистационарных потоков и 5 типов возмущенных структур. Статистические связи основных возму-
щенных структур солнечного ветра и геомагнитного Dst индекса в XXIII цикле солнечной активно-стиизучались также в работах [7-16].В них показано, что нет однозначной связи между интенсивностью геомагнитных бурь и какими-либо конкретными межпланетными возмущениями - ко-рональными выбросами масс (ICME), коротирую-щими областями взаимодействия (ОМ) или магнитными облаками (MC). Наиболее геоэффективным межпланетным источником геомагнитных бурь оказались магнитные облака, связанные с ударными волнами. При этом отмечено, что в разные
фазы солнечного цикла возникновение бурь на Земле связано с разными источниками.
В ряде работ проводится сопоставление геомагнитного индекса, понижение которого на десятки и даже сотни нанотесла (нТл) является признаком геомагнитной бури, с параметрами солнечного ветра. Так, авторы [17] считают, что имеется сильная связь между такими параметрами, как южная компонента ММП (&), скоростью V солнечного ветра и энергией, переносимой в магнитосферу (функция связи Акасофу) с интенсивностью геомагнитной бури, а корреляции с плотностью протонов и температурой солнечного ветра не найдено.
В статье [18] показано, что существует два разных по геоэффективности режима работы солнечного ветра - первый связан со структурами солнечного ветра с турбулентным магнитным полем, а второй со слабо меняющимся направлением магнитного поля. Эти структуры имеют различное происхождение, разные условия в солнечном ветре и как следствие, различные геоэффективные отклики.
Выяснению роли турбулентности межпланетного магнитного поля (ММП) в межпланетной среде и в генерации геомагнитных бурь посвящен ряд работ [19-22]. Авторы [19] предполагают, что турбулентный эффект происходит вследствие увеличения вязкого взаимодействия потоков солнечного ветра с магнитосферой Земли. Амплитуда МГД турбулентности при этом определяется как амплитуда флуктуации ММП. Показано [21], что изменчивость вектора ММП играет наиболее сильную роль в генерации ОНЧ волн в магнитосфере, больше, чем изменчивость других параметров -плотности солнечного ветра, скорости и температуры. В работе [22] считают, что альфвеновские
флуктуации ММП на переднем фронте высокоско-ротного потока, усиливают вертикальную компоненту ММП и, следовательно, пересоединение электрического поля на дневной стороне магнитосферы.
В данной работе проведен анализ геомагнитных бурь и суббурь за 2000 год. В этот год, в максимуме XXIII солнечного цикла, зарегистрировано 66 геомагнитных бурь, в том числе 4 экстрабури с понижением индекса ДО-1> 200 нТл и 10 больших бурь с ДО-1> 100 нТл. Этот год интересен также тем, что количество спорадических и рекуррентных бурь было примерно равным, что позволило провести сравнение их характеристик.
Обсуждение результатов
В работах [23, 24] для определения типа геомагнитных бурь предложено использовать параметр: к = Д А-// Е АЕ, где Д - амплитуда понижения индекса во время главной фазы бури (мера энергии, поступившей в кольцевой ток), а Е АЕ - это сумма АЕ индекса за тот же интервал времени (мера энергии, поступившей в аврораль-ную область).По изученным 160 бурям 1973-1986 годов и 650 бурям 1996-2007 годов показано, что-бури по величине параметра к делятся на две группы: для первой группы бурь, названной условно спорадическими,величинак больше 0,015, а для второй группы, отнесенной к бурям рекуррентного типа - кменьше 0,010.
На рис. 1 построена диаграмма зависимости Е АЕ от Д для геомагнитных бурь 2000 года. Видно, что бури образуют два облака точек, каждому из которых соответствует свой линейный коэффициент - параметр к. Спорадическим бурям соответствует нижнее облако точек, для них среднее значение к = 0,0231, рекуррентные бури - верхнее облако, среднее к = 0,0073.
Е АЕ от Д
Рис. 1. Зависимость Е АЕ (по вертикали) от А Dst (по горизонтали) для геомагнитных бурь 2000 г.
В продолжение работы [24], тип бури определялся по величине параметра к, рассчитанного для каждой бури 2000 года. Оказалось, в этот год было примерно равное количество двух типов бурь - 32 спорадических (к>0,012) и 34 рекуррентных (к<
0,010).В таблицах 1 и 2 приведены основные параметры геомагнитных бурь, разделенных по значению параметра к на спорадический и рекуррентный типы. Согласно современным представлениям [4], спорадические бури принято связывать с прохож-
дением в межпланетном пространстве корональ- используемых каталогов [25, 26]регистрации CME, ных выбросов масс (СМЕ), а рекуррентные - с ко- CIRи внезапных начал бурь (SSC) [27], которые мы
ротирующими потоками солнечного ветра (С'Ш). рассматриваем как признак ударных волн. Поэтому в таблицах приведены данные из широко
Таблица 1.
Спорадические бури 2000 г.____
N Месяц День То АТ А Dst Е АЕ к СМЕ СЖ SSC
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
1 1 11 9 15 93 5795 0,016 10-21И 11-15И
2 1 22 6 20 108 8247 0,013 22-17И
3 1 27 17 10 86 3354 0,026 27-19И 27-15И
4 2 5 18 10 62 4814 0,013 05-21И 05-16И
5 2 12 6 7 109 3900 0,028 12-12И 11-24И
6 4 6 17 7 281 4822 0,058
7 4 24 5 11 74 5557 0,013 24-04И
8 5 16 15 16 97 7389 0,013 16-23И
9 5 23 20 14 111 9639 0,012 23-17И
10 5 29 17 6 53 3627 0,015 29-18И
11 6 8 14 7 96 7343 0,013 08-12И 08-09И
12 6 24 5 4 33 1483 0,022 24-00И
13 7 13 11 12 93 6185 0,015 13-13И 13-10И
14 7 15 16 11 308 14422 0,021 15-19И 15-15И
15 8 12 2 9 214 6681 0,032 12-05И 11-19И
16 8 20 21 10 49 2929 0,016
17 8 22 21 16 40 2022 0,020
18 9 6 20 14 68 3351 0,020 06-17И
19 9 15 20 8 59 3540 0,017 15-19И
20 9 17 20 5 229 3628 0,063 17-21И
21 9 24 18 6 47 3012 0,016
22 10 11 1 7 38 3054 0,013
23 10 12 24 7 87 4823 0,018 12-23И
24 10 22 10 11 61 5229 0,012 22-09И
25 10 28 21 8 142 3018 0,047 28-21И
26 11 4 4 7 85 2997 0,028 04-03И
27 11 6 14 9 131 7670 0,017 06-17И 06-10И
28 11 8 12 6 33 648 0,051 08-13И
29 11 10 8 6 102 5126 0,020 10-7И
30 11 24 17 7 48 2175 0,022
31 11 26 16 11 121 6127 0,020 26-12И
32 12 22 21 9 85 2842 0,030 23-00И 22-20И
Среднее 9,6 101,5 4865 0,023
Примечание: То - час начала главной фазы бури, АТ - длительность главной фазы; ADst -амплитуда Dstиндекса, ЕЛЕ -сумма АЕ индекса, к = А Dst / Е АЕ, дата и час регистрации: СМЕ - корональных выбросов массы, СШ - коротирующих потоков солнечного ветра, SSC - внезапных начал геомагнитных бурь.
Таблица 2.
Рекуррентные бури 2000 г._
N Месяц День То ДТ Д Б,-/ Е АЕ к СМЕ С1Я ЖС
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
1 2 14 12 11 32 6085 0,005 14-12И 14-08И
2 2 24 10 21 36 9041 0,004
3 3 1 4 13 57 6799 0,008 03-01И
4 3 6 16 14 38 4539 0,008
5 3 8 13 10 30 5747 0,005
6 3 10 7 17 44 6795 0,006
7 3 30 17 29 67 13609 0,005
8 4 1 16 10 43 4387 0,010
9 4 4 13 14 39 8039 0,005
10 4 15 19 18 87 8995 0,010
11 4 27 9 20 45 7923 0,006
12 5 3 16 7 44 4198 0,010
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
13 5 12 2 8 41 4486 0,009
14 6 5 7 6 38 3739 0,010 04-22И
15 6 26 2 17 84 13024 0,006 26-10И
16 7 11 6 17 75 7714 0,010 11-02И
17 7 14 20 16 46 9119 0,005 17-17И 14-16И
18 7 19 19 16 97 9759 0,010 20-01И 19-16И
19 7 23 14 10 53 7755 0,007 23-15И 23-11И
20 7 26 7 10 35 6711 0,005
21 7 29 2 10 54 6315 0,009
22 8 5 7 11 38 6120 0,006
23 8 10 3 29 109 16017 0,007 10-05И
24 8 28 9 23 76 11955 0,006 28-07И
25 9 1 24 16 41 8416 0,005
26 9 4 17 9 41 4415 0,009 04-14И
27 9 12 1 20 84 10057 0,008
28 9 16 12 13 62 7521 0,008
29 9 29 11 29 67 14319 0,005
30 10 2 7 31 73 15137 0,005
31 10 4 2 20 117 12740 0,009
32 10 13 15 25 100 11954 0,008 13-16И
33 11 5 10 15 38 5099 0,007
34 12 3 14 16 33 4181 0,008 03-04И
Среднее 16,2 57,8 8315 0,007
Примечание: обозначения те же, что к таблице 1.
Как видно из таблиц, по связи с межпланетными структурами деление бурь на две группы по величине параметра квесьма условно соответствует делению бурь на два типа - спорадический и рекуррентный. Можно отметитьлишь тенденцию: из 32 бурь, отнесенных к спорадическим, с СМЕ связаны 14 (44%), тогда как для 34 рекуррентных с СМЕ связаны 9 (26%), почти вдвое меньше. ССЖсвязаны всего 5 спорадических и 1 рекуррентная буря. СББС - 17 спорадических и 7 рекуррентных бурь, причем СМЕ в сопровождении с ББС было в 7 случаях спорадических и в 4 случаях рекуррентных бурь.
Отличаются две группы бурь не только по параметру к (0,0231 и 0,0073), но и по средним характеристикам: длительности главной фазы (9,6 час и 16,2час), амплитуде понижения Д Б/индекса (101,5нТли 57,8нТл), сумме Е АЕ индекса (4865нТли 8315нТл). Т.е. бури с к> 0,012 можно отнести к спорадическому типу, так как они чаще связаны с СМЕ, сопровождаются ББС и имеют морфологические признаки спорадических бурь - короткую главную фазу и более интенсивное понижение Б/индекса. Заметим, что все экстра бури и 7 больших бурь относятся к спорадическому типу, а среди рекуррентных только 3 больших бурь с Д 100 нТл. Бури с к< 0,010 можно считать рекуррентными
- они имеют плавное начало, длительную главную фазу и небольшое понижение индекса.
Для того, чтобы разобраться, в чем состоит различие возмущенных структур солнечного ветра, вызывающих эти два типа бурь, методом наложения эпох получены средние величины параметров, характеризующих состояние геомагнитного поля и параметров солнечного ветра для них, полученных
из базы данных OMNI [28]. На рисунке 2 приведены средние значения АЕ и Ds/индексов геомагнитного поля (верхние кривые), скорости (Vel) и плотности (Np) солнечного ветра модуля, Bz компоненты и изменчивости (SigF = oF) ММП для 32 спорадических и 34 рекуррентных бурь. За нуль эпохи (точка 25) принят час начала главной фазы бури - резкого понижения Dst индекса.
800
600
400
200
гч1 д • \ • \ \ 1
А ✓ щ \ \ Л "Zy
✓
20
-20
-40
-60
800
600
400
200
-80
\ V |\ 1 - ч ч л« к' V
•• / V * I 1 шт
ч«'
20
-20
-40
-60
-80
13 19 25 31 37 43 49
13 19 25 31 37 43 49
---АЕ
■ Dst
---АЕ
■ Dst
650
600
550
500
450
400
350
А
•V 1 У
sf\
Г •ч.
25
20
15
10
13 19 25 31 37 43 49
■ Vel---Np
650
600
550
500
450
400
350
25
20
15
10
13 19 25 31 37 43 49
■ Vel---Np
18
15
12
\
/ 'Л
4-Х
13 19 25 31 37 43 49
18
15
13 19 25 31 37 43 49
.В---SfF
■ Bz
>B---SgF
-Bz
а
Рис. 2. Усредненные методом наложения эпох данные АЕ и Dst индексов геомагнитного поля (верхние кривые), скорости (Ув1) и плотности (Ыр) солнечного ветра, модуля В, 32 компоненты и изменчивости (SigF = а¥) ММП для спорадических (а) и рекуррентных бурь (Ь) 2000 года.
Во время спорадических бурь Dst индекс понижается в среднем на большие величины (Д Dst~ 100 нТл), чем во время рекуррентных (Д Dst ~ 60 нТл). Суббуревая активность в этих двух типах бурь в среднем одинакова: АЕ индекс увеличивается на примерно равные величины (до 550 нТл во время спорадических и до 600 нТл во время рекуррентных бурь). Имеется отличие средних характеристик солнечного ветра: у спорадических бурь имеются все признаки ударной волны на переднем фронте высокоскоростного потока - скорость резко увеличивается с 380 до 530 км/с, плотность имеет всплеск более 17 см-3; во время рекуррентных бурь скорость плавно растет с 460 до 500 км/с, и рост плотности заметно меньше - до 12 см-3, что характерно для CIR. Величина ММП во время спорадических бурь увеличивается c 3 нТл до 7 нТл, а во время рекуррентных почти не меняется. Bz компонента ММП меняет свое направление с северного на южное, причем во время спорадических резко понижается до -5 нТл, а затем возвращается к нулевому уровню, а во время рекуррентных плавно понижается до -3 нТл и остается таким на протяжении более суток. То есть у спорадических бурь, в отличие от рекуррентных, имеются признаки магнитного облака в теле CME. Это общеизвестные морфологические отличия двух типов бурь.
Существенно различается поведение изменчивости вектора ММП (Sig F = oF), характеризующей уровень турбулентности солнечного ветра [19]. Во время спорадических бурь этот параметр увеличивается за сутки почти в 2 раза, с 8 до 15 нТл и сохраняет повышенные значения почти сутки, a во время рекуррентных заметно лишь небольшое плавное увеличение. Зна-чит,присутствие турбулентного ММП на переднем фронте высокоскоростного потока во время спорадических событий оказывает существенное влияние на интенсивность бури. Это согласуется с выводами работы [6], где получено, что учет уровня флуктуаций oFMMn приводит к улучшению результатов моделирования Dst индекса в главную фазу бури. На суббуревую активность турбулентность не оказывает существенного влияния: АЕ индекс для обеих типов бурь увеличивается до одинаковых величин, около 600 нТл, а большая сумма АЕ за главную фазу рекуррентных бурь обусловлена, по-видимому, более длительной главной фазой.
Заключение
В работе проведен анализ геомагнитных бурь 2000 года - в максимуме XXIII солнечного цикла. В этот год было примерно равное количество спорадических и рекуррентных бурь, тип которых определялся по параметру k = Д Dst / Е АЕ, что позволило провести сравнение усредненных методом наложения эпох параметров солнечного ветра и ММП. Оказалось, что спорадические бури отличаются от рекуррентных наряду с известными признаками - передним фронтом высокоскоростного потока с ударной волной, магнитным облаком в теле СМЕ (южная компонента Bz) еще и тем, что в переходном слое (Sheath) ММП турбулентно. По-видимому, это означает, что турбулентное ММП
является дополнительным источником энергии кольцевого тока при воздействии спорадических (вспышечных) потоков солнечного ветра.
Благодарность. Работа поддержана грантом регионального конкурса РФФИ №18-42-140002. Авторы благодарны за возможность использования баз данных nssdc.gsfc.nasa., omniweb.gsfc.nasa, wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp.
Литература
1. Ермолаев Ю.И., Ермолаев М.Ю. Статистические связи между солнечными, межпланетными и геомагнитосферными возмущениями, 1976-2000 // Космич. исслед. 2002. Т.40. № 1. С. 316.
2. Yermolaev Yu.I., Yermolaev M.Yu., Zastenker G.N., Zelenyi L.M., Petrukovich A.A., Sauvaud J.-A. Statistical studies of geomagnetic storm dependencies on solar and interplanetary events: a review // Pl. Space Sci. 2005. V. 53. P. 189-196.
3. Ермолаев Ю. И., Лодкина И.Г., Николаева Н.С. Статистическое исследование гелиосфер-ных условий, приводящих к магнитным бурям // Космич. исслед. 2007. Т. 45, №1. С. 3-11.
4. Ермолаев Ю.И., Ермолаев М.Ю. Солнечные и межпланетные источники геомагнитных бурь: аспекты космической погоды // Геофизические процессы и биосфера. 2009. Т.8. № 1. С. 5-35.
5. Ермолаев Ю.И., Николаева Н.С., Лодкина И.Г., Ермолаев М.Ю. Каталог крупномасштабных явлений солнечного ветра для периода 1976-2000 гг. // Космич. исслед. 2009. Т. 47. № 2. P. 99-113.
6. Николаева Н.С., Ермолаев Ю.И., Лод-кина И.Г. Зависимость геомагнитной активности во время магнитных бурь от параметров солнечного ветра для разных типов течений. 4. Моделирование для магнитных облаков // Геомагнетизм и аэрономия. 2014. Т.54, № 2. С. 163-173. doi: 10.7868/S001679401402014X.
7. Richardson I.G., Cane H.V. Geoeffective-ness (Dst and Kp) of interplanetary coronal mass ejections during 1995-2009 and implications for storm forecasting // Space Weather. 2001. Vol. 9. S07005. doi:10.1029/2011SW000670.
8. Jian L., Russell C.T., Luhmann J.G., Skoug R.M. Properties of stream interactions at one AU during 1995 - 2004 // Solar Physics. 2006. V. 239. P. 337392. doi:10.1007/s11207-006-0132-3.
9. Zhang J., Richardson I. G., Webb D. F. et al. Solar and interplanetary sources of major geomagnetic storms (Dst < 100 nT) during 1996-2005 // J. Geophys. Res. 2007. V. 112, A10102. doi: 10.1029/2007JA012321.
10. Xu D., Chen T., Zhang X.X., Liu Z. Statistical relationship between solar wind conditions and geomagnetic storms in 1998-2008 // Pl. Space Sci. 2009. V. 57. 1500-1513.
11. Gupta V., Badruddin Interplanetary structures and solar wind behavior during major geomagnetic perturbations // J. Atmosph. Solar-Terr. Phys. 2009. V. l. 71, Р. 885-896.
12. Alves, M.V., Echer E., Gonzalez W.D. Ge-oeffectiveness of corotating interaction regions as measured by Dst index // J. Geophys. Res. 2006. V. 111. A07S05. doi:10.1029/2005JA011379.
13. Echer E., Tsurutani B.T., Gonzalez W.D. Interplanetary origins of moderate (-100 nT<Dst < -50 nT) geomagnetic storms during solar cycle 23 (19962008) // J. Geophys. Res. 2013. V. 118, Is. 1, P. 385392. doi:10.1029/2012JA018086.
14. Chi Y., Shen C., Wang Y. et al. Statistical study of the interplanetary coronal mass ejections from 1995 to 2015 // Solar Physics. 2016. V. 291. P. 2419-2439.doi: 10.1007/s11207-016-0971-5.
15. Singh A.K., Bharga A., Tonk A. Higherspeed coronal mass ejections and their geoeffectiveness // J. Astrophys. Astr. 2018. Vol. 39. P. 32. doi: 10.1007/s12036-018-9526-5.
16. Kane R.P. Relationship between the geomagnetic Dst(min) and the interplanetary Bz(min) during cycle 23 // Pl. Space Sci. 2010. V. 58, P. 392-400. doi:10.1016/j.pss.2009.11.005.
17. Oprea C., Mierla M., Besliu-Ionescu D. et al. A study of solar and interplanetary parameters of CMEs causing major geomagnetic storms during SC 23 // Ann. Geophys.2013. V. 31. P. 1285-1295.
18. Kilpua E.K.J., Balogh A., von Steiger R., Liu Y.D. Geoeffective properties of solar transients and stream interaction regions // Space Sci. Rev. 2017. V. 212. P. 1271-1314. doi:10.1007/s11214-017-0411-3.
19. Borovsky J.E., Funsten H.O. Role of solar wind turbulence in the coupling of the solar wind to the Earth's magnetosphere // J. Geophys. Res. 2003. V. 108, No. A6. P. 1246-1256. doi:10.1029/2002JA009601.
20. D'Amicis R., Bruno R., Bavassano B. Goe-magnetic activity driven by solar wind turbulence // Mem. S. A. It. 2009. V. 80. P. 274-284.
21. Pokhotelov D., Rae I.J., Murphy K.R., Mann I.R. The influence of solar wind variability on magne-tospheric ULF wave power // Ann. Geophys. 2015. V. 33. P. 697-701.doi: 10.5194/angeocom-33-697-2015.
22. Snekvik K., Tanskanen E.I., Kilpua E.K.J. An automated identification method for Alfvenic streams and their geoeffectiveness // J. Geophys. Res. 2013. V. 118. P. 1-13. doi: 10.1002/jgra.50588.
23. Шадрина Л.П., Васильева В.Г. Численный параметр для определения класса геомагнитных бурь // Иссл. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Вып. 112, изд. СО РАН, 2001. С. 163-167.
24. Shadrina L.P. Two types of geomagnetic storms and relationship between Dst and AE indexes // E3S Web of Conferences 20: Solar-Terrestrial Relations and Physics of Earthquake Precursors. 01010. 2017. doi: https://doi.org/10.1051/e3sconf/20172001010.
25. Richardson, I.G., Cane H.V. Near-Earth interplanetary coronal mass ejections during solar cycle 23 (1996-2009): Catalog and summary of properties // Solar Physics. 2010. V. 264. P. 189-237. doi: https://doi.org/10.1007/s11207-010-9568-6.
26. Jian L., Russell C.T., Luhmann J.G., Skoug R.M. Properties of stream interactions at one AU during 1995-2004 // Solar Physics. 2006. V. 239. P. 337392. doi:10.1007/s11207-006-0132-3.
27. ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DAT A/SUDDEN_COMMENCEMENTS/
28. http ://nssdc.gsfc.nasa. gov/omniweb/
