由于上述干扰主要由太阳风从太阳传输到地球，对地球有影响的某些耀斑可能在所分析的清单中有所遗漏。在目前这次分析中，我们考虑了其它几套太阳活动数据∶1)有关太阳耀斑的数据，以及2)有关冠状大喷发〔CME〕的数据。在头一种情况中，我们考虑了M5及更强的所有耀斑〔http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/〕，并为此分析了1996—2000年5年期间SOHO宇宙飞船上采用LASCO和EIT仪器所进行的观测中称为晕轮冠状大喷发〔halo CME〕的数据。这指的是在太阳图象中占据太阳周围全部区域的冠状大喷发〔CME〕，因而表明这种喷发移向观测者，移向地球。被记录的这种类型事件有125次。

本论文的目的是以前一篇论文同样方式对新的数据组进行分析，同时对所获得的统计学特征进行比较。

分析结果

两套数据中太阳耀斑数量的太阳黑子的年度数量变化，以及磁暴的数量在图1中表示。强烈耀斑和强烈磁暴的数量均在最大太阳活动年度中达到其最大值。值得指出，曲线2〔M5和更强的耀斑〕、曲线3〔造成太阳宇宙射线强化的M0或更强的耀斑〕和曲线4〔Dst指数值最少为-60 nT的强磁暴〕具有很相似的形状〔曲线2--曲线4和曲线3—曲线4的相关系数分别为~0.8和~0.9〕，从而表明耀斑和磁暴的数量变化可能由同一种原因造成。然而，我们在下边能够证明磁暴与耀斑几乎不相关。

图2. 1976—2000年期间由时间重合方法获得的强太阳耀斑数量的每月分布〔曲线1〕；具有SCR的耀斑〔曲线2〕；以及强磁暴的数量〔曲线3〕。

图2表示通过同时期重叠方法所获得的两套数据的太阳耀斑数量以及磁暴数量的每月分布情况。磁暴分布的两个最高值时期，即春季和秋季，确认了罗素尔—麦克费罗纳效应〔Russel—McPherron effect〕[4]。它与地球自转轴自由往来相对于太阳—地球连线之间的倾角的年度变化关联。太阳耀斑的每月分布情况既在最高值时期的数量不同〔强烈耀斑为3，带有SCR的耀斑为2〕，亦在其分布位置也不同；对两套数据来讲，它们处于最高值时期的位置与磁暴不一致。因而，这些数字显示，在大约一个月的尺度基础上，太阳耀斑与磁暴之间没有相关性。

在我们前边的研究[1]中，我们将在地球附近处以SCR显示本身作用的太阳耀斑以下述运算法则确实它们与磁暴是否有关联性。如果在一次耀斑后2至4天内观测到一次SW干挠〔或者其Dst指数中为最小值，如果未能分辨干扰类型的话〕，该耀斑则被认为是磁暴太阳活动来源的潜在选择对象；如果在一次耀斑后进一步的延长的1.5至5天时间期间〔即，在两个子期间，即1.5至2天和4至5天期间〕内发生，则被认为仍有可能；如果在一次耀斑后进一步的延长的1至6天〔即1至1.5天和5至6天〕内，则被认为具有较低的概率；如果在一次耀斑后6天内没有发生，则被认为没有关联性。

应当指出，2至4天的期间相应于沿着太阳—地球之间通道以430-870 km/s行进的平均速度，相当于地球轨道上的通常SW速度。对整套强度等于于高于M5的太阳耀斑进行了同样的分析。图3表示该项分析的条形统计图表结果，其中虚线条形和实线条形各自对应于西方和东部的耀斑，条形a、b、c和d则各自对应于构成磁暴有证据的来源〔与有SCR的耀斑的分别为31.1%和25.4%〕，可能〔11.6%和18.3%〕和低可能性〔9.0%和19.0%〕的耀斑，以不导致磁暴的耀斑〔48.2%和37.3%〕。两套数据分析结果的差异较小，其中a和d组的差异相对稍大一点，c和b组的差异很小。

图3. 对是否导致磁暴构成(a)证据的；(b)可能的；(c)后边不象发生磁暴的和(d)后边没有发生磁暴的西部和东部强太阳耀斑的数量〔虚线和实线〕。

图4. 上图表∶对地球造成强烈影响的耀斑在太阳圆盘上的位置；圆、三角，和菱形整形对应于a类、b类和c类事件。下图表∶对地球不造成影响的强耀斑的位置，即d类事件〔参看正文〕。

如图4显示的那样，所有类型耀斑，即a、b、c和d，在整个太阳圆盘上的分布几乎相同，而且在太阳纬度和经度很大范围中均能观测到。两套耀斑总体上讲，东部的耀斑总数证明比西方的耀斑总数多一些。然而，对两种类型耀斑进行校正以后，西部耀斑和东部耀斑在所有条形图表中的差异实际上消失不见。

图5. 磁暴期间对小的Dst指数相对于强太阳耀斑X-射线强度〔能通量〕以及具有SCR〔下图表〕的关系。符号∶空心和实心符号对应于西部和东部耀斑；圆、三角，和菱形整形对应于a类、b类和c类事件。

对于头三组的耀斑，我们研究了磁暴期间Dst指数最小值对耀斑重要性〔即，对X-射线放射或能量〕的依赖性，既包括对强耀斑〔图4中上图表〕，也包括对带SCR的耀斑〔图4中下图表〕。图5显示这种依赖性；圆圈，三角，菱形分别对应于“证据”、“可能”和“低可能性”来源，空心的和实心的符号各自对应于西部和东部的耀斑。图中看不到磁暴强度对耀斑能量的依赖关系，无论对两套耀斑总体上讲，还是对任选的耀斑子集均如此，尽管图5中给出的耀斑在量级上有2.5倍的区别。很有意思的是，图5中无论上图表或下图表中均没有任何与最强的耀斑有关的Dst指数小于-100 nT强磁暴，在此同时，有与耀斑相关的Dst指数小于-300 nT或更低的较小的磁暴。在具有SCR的强耀斑中，没有任何构成1989年3月14日强磁暴来源的耀斑，该磁暴为所分析的25年期间最强烈的磁暴。在此同时，在重要性为X1至X5的其它耀斑中发现有多至3个耀斑是其可能的来源。这意味着，从时间间距来判断，这3次耀斑是这次磁暴可能的来源，或者它们是造成这次最强烈磁暴来源总体效应的一部分。

我们对磁暴期间Dst指数最低值与太阳至地球的干扰传播时间T之间的关系进行了研究。图6显示这种关系。没有观测到磁暴强度对传播速度的依赖性∶从224--点近似值中只能获得很差的依赖性Dst (nT) = 0.15 x T(h) – 117。

图6. 磁暴过程中Dst指数最低值与耀斑相对于磁暴延迟时间关系。虚线表示所分析的数据的近似值。

如果我们执行一次类似的〔但是时间上倒转〕数据“插补”，不是从强耀斑发生的瞬间开始，而从具有Dst < -100 nT的强磁暴发生的瞬间开始，我们发现15%的强耀斑为磁暴来源的明显候选者，5%为低可能性来源，而没有任何强烈的耀斑能够构成75%强磁暴的来源〔最更强的Dst < -200 nT的强磁暴来说，上述对应值为25%，12%，10%和53%；但是这样的磁暴统计数字很低，仅有32次磁暴〕。

依据公开出版的 成套数据以及SOHO宇宙飞船数据库中的1996-2000年数据〔参看本文“引言”〕，对另一种强有力的太阳活动干扰，即冠状大喷发〔CME∶coronal mass ejections〕，对地球影响的数据分析导致相互矛盾的结果。一方面，我们分析了SOHO宇宙飞船天文台探测仪观测到的CME清单[3]以及WIND宇宙飞船探测到作为MC的数据。该项分析的结果表明16次〔57%〕这样的CME〔总共28次之中〕导致中等程度和强烈的磁暴；10次导致Dst –60至-100 nT的中等磁暴；6次导致Dst < -100 nT的强磁暴。在HELIOS-1、2宇宙飞船1975—1983年期间的光度计数据基础上，探测到38次沿着太阳—地球联线传播的CME[4]。采用CME从太阳到地球预计的传播时间，并通过对基于Kp 指数的磁圈干扰水平进行的分析，作者发现其中一半CME〔19次〕导致磁暴，13次CME没有导致磁暴，对6次CME是否导致磁暴则难于做出任何确切的判断。可以假定，这6次CME中有些对地球仍然有所影响。因此，基于三个不同的宇宙飞船所获得的两种不同的采样中，对地球有影响的CME中大约有60%可认为能够证实与地球上发生的磁暴有关。

图7. CME的数量〔虚线〕和伴随有耀斑的CME〔实线〕的数量中对是否导致磁暴构成(a)证据的；(b)可能的；(c)后边不象发生磁暴的和(d)后边没有发生磁暴的CME。

另一方面，SOHO宇宙飞船天文台1996—2000年期间探测到125次称为晕轮CME〔halo CME〕的CME。这些CME为在图象中占据围绕太阳整个区域的CME，并且，如假定的那样，移向观测者前往地球。24次这样的CME伴随着前述强烈耀斑清单中强烈的耀斑。采用上述方法通过CME—磁暴时间差来确定它们对地球的影响性，我们发现CME对地球仅有较低的影响〔参看图7〕∶对于所有的CME，以及对于伴随着耀斑的CME来说，22.4%和25.0%对应于 a类〔与磁暴有明显相关性〕，11.2%和12.5%对应于b类〔与磁暴可能有相关性〕，8.8%和20.8%对应于c类〔后边不象发生磁暴〕，57.6%和41.6%对应于d类〔与磁暴无关〕。对所获得的CME对地球的影响性进行的分析表明，它们不仅比已经公布的CME数据组的影响更低，而且比太阳耀斑对地球的影响更低。我们对CME对于地球的影响性的预计与已经公布的数据之间的差别，显然与公布前对有关事件进行的初步选择有关。

讨论与结论

在我们以前的研究[1]中，假定太阳活动事件和磁暴均以任意的方式发生，我们评估磁暴观测作为与太阳活动有概率关系的太阳活动与地球陆地事件之间具有3.5天〔从1.5天至5天〕时间差“窗口”到与磁暴之间平均时间间隔8至10天。这种评估表明，即便对于太阳活动和地球陆地事件的随意分布来讲，在35—44%的情况中可以观察到它们之间的“关联性”。因此，由两组强烈耀斑数据组〔对强度为M5以及更强的耀斑来说，以及对强度为M0以及更强并伴随着太阳宇宙射线增强的所有耀斑来说〕对地球的影响性来讲，它们可部分地或完全地认为与某些随意过程相关联。太阳耀斑的强度与磁暴强度之间缺乏相关性亦支持该观测分析结果〔参看图4〕，太阳活动到地球的传播时间亦支持该观测分析结果〔参看图6〕。

所公布的CME数据[2、3]对地球的影响更高一些，超过所获得的作为随意过程的极限水平。然而，我们对SOHO宇宙飞船1996—2000年期间观测的晕轮CME〔halo CME〕进行的分析，表明CME与磁暴之间的相关性较低〔大约35%〕且具有随意性特征。

致谢

作者述评国际科学中心SEC NOAA、NSSDC／GSFC NASA，以及WDC-C2所提供的信息。亦述评L. M. Zelenyi、A.A. Petrukovich，以及G.N. Zastenker对我们的论文给予的注意、帮助和对本论文有关事项进行的讨论。该研究部分获得俄罗斯基金会对基础研究给予的支持，项目号01-02-16182、02-02-17160、03-02-17474、00-02-22001，以及APIC 0090和INTAS 99-0078给予的赞助金。

参考文献

1. Yermolaev, Yu. I. And Yermolaev, M. Yu., Statistical Relationships between Solar, Interplanetary, and Geomagneticspheric Distrubances, 1976-2000, Kosm. Issled., 2002, volv. 40, no. 1, p.3.

2. Gopalswamy, N., Lara, A., Lepping, R.P., et al., Interplanetary Accelation of Coronal Mass Ejections, Geophys. Rees. Lett., 2000, vol. 27, p. 145.

3. Webb, D.F., Jackson, B.V., and Hick, P., Geomagnetic Storms and Heliosphereic CMEs as Viewed from HELIOS, in Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Distrubances, ASP Conference Series, 1996, vol. 95, p. 167.

4. Russel, C.T. and McPherron, R.L., Semiannual Variation of Geomagnetic Activity, J. Geophys. Res., 1973, vol. 78, p.24.