Солнечно-земная
Физика

ПЛАНЕТАРНЫЕ ЗАКОНОМЕРНОСТИ ПОЛЯРНЫХ СИЯНИЙ. ИТОГИ МГГ (ОБЗОР)

ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2010, том 50, № 4, с. 435-458

Посвящается памяти Генриха Владимировича Старкова и многих других исследователей полярных сияний в период МГГ

В период Международного Геофизического Года (МГГ) наземными геофизическими наблюдениями была впервые охвачена практически вся планета. Их анализ привел к установлению двух фундаментальных результатов: существованию овала полярных сияний (аврорального овала) и авроральной (магнитосферной) суббури. На заключительной стадии МГГ начались спутниковые исследова­ния околоземного пространства. Авроральное свечение оказалось связанным с плазменной структурой магнитосферы, что открыло новые возможности для диагностики параметров земной магнитосферы по данным наземных наблюдений полярных сияний. Концепции аврорального овала и магнитосферной суббури стали парадигмами новой науки — солнечно-земной физики.  

   Оглавление

    1. ВЕДЕНИЕ

    2. ПЕРЕД НАЧАЛОМ МГГ И ПЕРВЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

    3. ПЛАНЕТАРНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ. АВРОРАЛЬНЫЙ ОВАЛ

    4. АВРОРАЛЬНАЯ СУББУРЯ

   5. РЕЗУЛЬТАТЫ ВИЗУАЛЬНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ СИЯНИЙ

   6. ДИФФУЗНОЕ СВЕЧЕНИЕ К ЭКВАТОРУ И К ПОЛЮСУ ОТ ОВАЛА

   7. СТРУКТУРА АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ И ПЛАЗМЕННЫЕ ДОМЕНЫ В МАГНИТОСФЕРЕ

   8. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

   5. ЛИТЕРАТУРА

Пятидесятилетие Международного Геофизического Года (МГГ, 1957—1958 гг.) привлекло пристальное внимание исследователей и историков науки, ибо в период МГГ на основе международной кооперации впервые были осуществлены глобальные геофизические исследования нашей планеты. Они позволили получить впечатляющие научные результаты, признанные научной общественностью и наложившие отпечаток на научные исследования последующих десятилетий. До проведения МГГ исследования полярных сияний являлись важной частью фундаментальных аэрономических исследований. Они были сосредоточены главным образом, на изучении пространо-временных вариаций аврорального свечения как природного явления, для определения газового состава верхней атмосферы и происходящих в ней процессов и как индикатора вторжения заряженных частиц из космического пространства. Результаты наземных наблюдений за сияниями и их эмиссиями позволяли судить о динамике и первоисточнике свечения, оценить многие_хактеристики первичных агентов. Программа научных исследований на период МГГ предусматривала проведение наблюдений по всем этим направлениям, с использованием новейших достижений геофизической науки и применением совершенной аппаратуры.

Для изучения пространственно-временных характеристик сияний в СССР под руководством Лебединского были разработаны отечественные варианты камеры всего неба С-180 и ее спектральный вариант С-180-8 [Лебединский, 1961]. Эта аппаратура широко использовалась в период МГГ на десятках советских станций в Арктике и Антарктике. Программой МГГ предусматривалось также проведение спектрофотометрических наблюдений полярных сияний и свечения ночного неба на ряде станций. Организатором таких исследований и разработчиком специальной спектральной аппаратуры являлся выдающийся советский ученый В.И. Красовский.

Значительно расширилась сеть станций, наблюдения сияний впервые приобретали планетарный характер. Они включали визуальные и фотографические наблюдения, фотометрические и спектрографические исследования, определение местоположения сияний при помощи радаров, исследование ионизации во время полярных сияний при помощи вертикального ионосферного зондирования, а также ракетные исследования агентов, вызывающих ионизацию и возбуждение газов в верхней атмосфере.

В авроральной области, для изучения развития полярных сияний на всем пространстве их появления, регистрацию предполагалось проводить сетью камер всего неба С-180 с перекрывающимися полями зрения. Визуальные наблюдения по согласованным методикам проводились, как основные, на средних широтах. Руководителями сети визуальных наблюдений в северном полушарии были К. Гартлейн (США), П. Миллманн (Канада), Дж. Пэйтон (Европа), Н.В. Пушков и С.И. Исаев (СССР).

Определяющее влияние на содержание программы МГГ по лолярным сияниям и последующий анализ полученных данных оказали два научных титана — С. Чепмен и X. Альвен.
С.Чепмен, как президент Специального Комитета по проведению МГГ (СК МГГ), воплотил в программе свои представления о характере и структуре оптимальной сети наблюдений за полярными сияниями. Им была подчеркнута необходимоств планетарного подхода к изучению этого геофизического явления и построения карт изоаврор, характеризующих частоту появления полярных сияний в зените пункта наблюдения, а не изохазм, оценивающих частоту появления сияний на небосводе |Chapman,1957].

Значительное отличие от существовавшего в геофизике представления о расположении максимальной изохазмы вдоль широты Ф1 ~ 67° следовало из новой теории магнитных бурь и полярных сияний |Alfven,1950]. Согласно этой теории, широта кривой, вдоль которой полярные сияния наиболее часто появляются в зените, должна изменяться с местным временем (LT): ее полярное расстояние минимально к 06 LT и максимально в 18 LT. Суточные вариации в расположении полярных сияний действительно были выявлены по наблюдениям в Гренландии и yа арх. Шпицберген в период Международного Полярного Года (1882— 1883 гг.): в течение суток изменяется относительное число сияний, наблюдавшихся к северу от зенита (параметрη). Однако параметр η является только качественным индикатором существования суточных вариаций полярного расстояния авроральной кривой. Поэтому Альвен [Alfven,1950] констатировал, что очень ценны и количественные наблюдения суточных вариаций полярного расстояния. Теория Альвена позволяла вычислить ожидаемые изменения азимутов дуг в течение суток с характерной особенностью — скачком в значениях азимутов с 75° до 105° в 06 LT. Определенная степень соответствия имелась между наблюдаемыми значениями азимутов протяженных форм и их теоретическими значениями. Однако для проверки теории были необходимы дальнейшие наблюдения за ориентацией протяженных форм сияний.

Данный обзор содержит изложение важнейших результатов, полученных при анализе наблюдений периода МГГ по разделам визуальных и фотографических наблюдений полярных сияний и краткое рассмотрение связи различных типов аврорального свечения с плазменными доменами в магнитосфере Земли. Итогам спектроскопических исследований в период МГГ с изложением полученных научных результатов посвящены обзоры [Красовский, 1967] и [Евлашин и Шефов, 2007].

2.ПЕРЕД НАЧАЛОМ МГГ И ПЕРВЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Возможность проведения и целесообразность ежечасных визуальных наблюдений за полярными сияниями на сети метеорологических станций была апробирована в СССР перед началом МГГ. С октября 1954 г. по март 1955 г. такие наблюдения проводились на 50 станциях, расположенных на 67°-83° Я X = 50°-110° Е [Фельдштейн, 1958|. Полученные результаты продемонстрировали эффективность такого рода наблюдений при исследовании пространственного распределения полярных сияний, а накопленный опыт был использован при организации наблюдений по единой методике на обширной сети на территории СССР и сопредельных стран в период МГГ.

В связи с проведением МГГ на Кольском полуострове в Мурманском отделении ИЗМИРАН (впоследствии ПГИ КНЦ РАН) под руководством С.И. Исаева были развернуты комплексные исследования полярных сияний по широкой программе. С.И. Исаев участвовал в пересмотре классификации форм сияний, которая была рекомендована МАГА на период МГГ и использована в Атласе [IAA, 1963]. В период МГГ в исследованиях полярных сияний активно участвовала группа астрономов из Киевского государственного университета, возглавляемая С.К. Всехсвятским и Е.А. Пономаревым, а в Якутске ученые ИКФИА под руководством Ю.Г. Шафера.

Для получения однородных данных к началу МГГ была составлена и получила широкое распространение инструкция по визуальным наблюдениям полярных сияний |Пушков, 1957]. На 5-ой Ассамблее СК МГГ в Москве (август 1958 г.) была установлена процедура сбора, хранения и распространения материалов наблюдений через Мировые Центры Данных (WDC). Универсальные МЦД был и учреждены в Москве, СССР (WDC B) и в Боулдере, США (WDC A), а по отдельным дисциплинам и в ряде других стран. Принятый порядок обмена данными сделал их доступными для изучения всеми заинтересованными исследователями и был закреплен в дальнейшем в мировой практике вплоть до появления Интернета. На 5-ой Ассамблее СК МГГ было принято решение о составлении визоплотов. Для описания полярного сияния на визоплотах использованы три координаты: время (UT), геомагнитная широта и долгота. Условными символами обозначалось расположение сияния в зените, к югу или к северу от соответствующей широты. Визоплоты определялись в восьми долготных поясах, границами для которых служили геомагнитные меридианы через 45°. Полная сводка визоплотов была опубликована в [Auroral visioplots, 1964].

Сторонником планетарного подхода к изучению магнитных бурь и полярных сияний был Н.В. Пушков. Его опыт исследователя подсказывал, что планетарное распределение полярных сияний контролируется главным (глобальным) геомагнитным полем, а не региональным (аномальным) магнитным полем вблизи поверхности Земли. Поэтому он оценил критически сообщенные на 5-ой Ассамблее СК МГГ первые результаты обработки данных визуальных наблюдений [Gartlein and Sprague,1960; Gartlein et al., 1960], согласно которым максимальная изохазма располагается не вдоль геомагнитной параллели 67°, а вдоль изоклины 77°.
Предположение о связи между изохазмами и региональным магнитным полем в дальнейшем не подтвердилось. Анализ пространственного распределения полярных сияний в зените как по данным 1954— 1955 гг. [Старков и Фельдштейн, 1960], так и МГГ [Фельдштейн, 1960] показал, что максимальная изоаврора располагается ближе к геомагнитной параллели, чем к изоклине. Контроль планетарного распределения полярных сияний главным геомагнитным полем не исключает существования локальных эффектов над ограниченными районами земной поверхности. Самсонов и ЗарецкиЙ [1963] нашли, что дуги сияний концентрируются в центральных областях Восточно-Сибирской магнитной аноммалии. В работе |Надубович, 1967] было показано, что максимальная изоаврора однородных форм сияний в Сибири, над районом границы море-суша, копирует береговую линию ("береговой вой эффект").

В высоких широтах основным видом наблюдения полярных сияний является их фотографирование, которым в Советском Союзе в период М ГГ руководил А.И. Лебединский.
На 5-ой Ассамблее СК МГГ было рекомендовано провести между МЦД обмен копиями аскафильмов (all sky camera auroral films), а так же включить в Анналы МГГ том, посвященный данным камер всего неба в форме аскаплотов. На них в графическом виде суммирована информация, находящаяся на аскафильме. Аскаплоты планетной сети камер собирались в обсерватории Упсала, Швеция и были опубликованы в [IGY, 1962].

3. ПЛАНЕТАРНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ. АВРОРАЛЬНЫЙ ОВАЛ

Авроральное свечение возникает в верхней атмосфере в результате вторжения из околоземного поостранства заряженных частиц — электронов и ионов. Свечение, связанное с вторжением протонов с энергиями от одного до нескольких десятков кэВ [Гальперин и др., 1966], визуально неэффективно. Его особенностями являются диффузные протяженные поля водородной эмиссии и отсутствие дискретных структур. Диффузность :вечения обусловлена появлением возбужденных атомов водорода в процессе ряда перезарядок и ионизации [Vallanse Jones, 1965]. Проникновение в атмосферу первичных протонов происходит в виде полосы с поперечными размерами от нескольких сотен до тысячи км [Евлашин, 1963]. Водородная эмиссия может быть обнаружена только с помощью фотометров или спектральных приборов [Красовский, 1967].

Рис. 1. Пространственно-временные распределения аврорального свечения в северном полушарии в магнитноспокойный период (а) и в период магнитных возмущений (б) по [Feldstein and Galperin, 1985].

Как было показано измерениями на ракетах, пересекающих дискретные формы полярных сияний, визуальное авроральное свечение связано с вторжением электронов [MacIlwain, 1960]. Спектр их энергий достаточно широк и изменчив, от десятков эВ до десятков кэВ. Сияния наблюдаются в виде дискретных форм или диффузного свечения. Дискретные формы могут быть в виде дут, полос или лучей, а диффузное свечение в виде пятен и вуали. Обобщенные схемы распределения в высоких широтах северного полушария различных типов свечения для магнитно-спокойных (Кр ~ 0) и возмущенных (Кр = 5) условий, в координатах Ф'-MLT приведены на рис. 1а и 1б, соответственно, по данным [Feldstein and Galperin, 1985]. На рис. 1 условными обозначениями выделены различные формы и области аврорального свечения, которое в высоких широтах охватывает широкой полосой все долготы. Дискретные формы сияний (SA) располагаются в центральной части полосы. Широта области с SA увеличивается от полуночи к полудню, а не вытянута вдоль геомагнитной параллели Ф' ~ 67°. Диффузное свечение (PDA, D,DA) обозначены точкамиБ охватывает всю полосу как в области существования SA, так и к полюсу и к экватору от нее. Область SA в магнитно-спокойный период обозначена на рис. 1а косой штриховкой и представляет собой узкое кольцо -1° по широте вокруг геомагнитного полюса. В кольце располагается одна или максимум две дуги, разнесенные по широте. К полюсу от области SA помимо диффузного свечения в спокойные периоды наблюдаются специфические полярные дуги(PA). В периоды возмущений (рис.1б) область SA обозначена отрезками дуг. В ночном секторе она существенно расширена, а в дневном — сдвинута к экватору по сравнению с рис. 1а. Диффузное свечение в ночные часы захватывает субавроральные широты, а в ранние утренние часы может появляться на широтах плазмосферы (PSDA} в результате смещения плазмопаузы на более высокие L-оболочки в фазу восстановления магнитосферных возмущений.

Рис. 2. Структура аврорального свечения в дневном секторе по [Leontjev et al., 1992]. Стрелками показано направление движения дискретных форм. Штриховые линии — границы овала сияний.

Спектральный состав аврорального свечения и его структура в дневном секторе более детально представлены на рис. 2 по данным наземных наблюдений [Leontjev et al., 1992]. Область существования дискретных форм выделена пунктиром. В околополуденном секторе SA погружены в диффузное свечение, в котором преобладает эмиссия 630.0 нм. Лучистые дуги формируются вблизи ее экваториальной границы и движутся к полюсу. Как правило, в период МГГ в околополуденном секторе существовали SA. В вечернем и утреннем секторах широта области регистрации дискретных форм уменьшается, их движение происходит преимущественно к экватору. В утреннем секторе диффузное свечение к экватору от SA наблюдается главным образом в эмиссии 557.7 нм и широта его экваториальной границы резко возрастает около полудня.

Результаты наблюдений, представленные в виде аскаплотов, позволили количественно оценить пространственно-временное распределение дискретных форм полярных сияний.
На рис. 3 из работы [Фельдштейн, 1963а] приведены изоавроры (линии равной частоты появления зенитных форм), как отношения количества получасовых интервалов с сияниями в зените к общему числу и нтервалов наблюдений. Область наиболее частой регистрации сияний заштрихована. Видно, что полярные сияния в зените существуют практически всегда в полосе, располагающейся не вдоль фиксированной геомагнитной широты, а асимметрично относительно геомагнитного полюса — в ночные часы на Ф'-67° и в дневные часы на Ф'~ 77°. Земля вращается под этой полосой, которая фиксирована в пространстве относительно Солнца. Околополуночный сектор полосы скользит над поверхностью Земли вдоль геомагнитной параллели Ф1 ~ 67°, а дневной сектор — вдоль параллели Ф1 - 77°, объясняя существование основной и второй "околополюсной" зон полярных сияний. Полоса наиболее частого пояатения полярных сияний в зените получила название овала полярных сиянии или аврорального овала [Фельдштейн. 1960,1963а]. В утренние и вечерние часы в пределах овала происходит изменение некоторых морфологических и спектральных характеристик аврорального свечения.

Рмс 3. Линии равной частоты появления сияний в зените (изоауроры) по [Фельдштейн, 1963а].Штриховка- область максимальной частоты появления сияний (авроральный овал).

На рис. 3 эти переходы на овале условно обозначены отсутствием штриховки. Авроральный овал является не только областью наиболее частого появления сияний в зените.

Анализируя аскафильмы советских станций, Хорошева [1961; 1963а], показала, что протяженные формы сияний могут иметь длину в несколько тысяч километров. Их широтное положение зависит от местного времени и увеличивается от ночных к дневным часам. Такие сияния образуют светящееся кольцо вокруг геомагнитного полюса, сдвинутое на ночную сторону [Хорошева, 1962]. При геомагнитных возмущениях все кольцо вспыхивает одновременно, но интенсивность вспышки не одинакова на разных участках кольца.

На рис. 4 по данным работы [Хорошева, 1963а] приведены проекции на поверхность Земли протяженных форм сияний в фиксированные моменты UT на дневной и ночной сторонах Земли. Тонкими кругами обозначены положения авроральных колец с радиусом ~ 19° в 11.00 UT и 17.00 UT. Центры колец располагаются на утолщенной кривой около геомагнитного полюса. Модельное представление полосы дискретных форм сияний в виде кольца достаточно хорошо совпадает с овалом полярных сияний [Фельдштейн, 1963а]. Следовательно, авроральный овал является не только районом наиболее вероятного появления в зените дискретных форм, но и вдоль него располагаются протяженные формы полярных сияний. Протонное свечение располагается в пределах протонного овала, смещенного относительно аврорального овала [\Wiens and Vallance Jones, 1969].

Таким образом, на основе анализа наблюдений периода МГТ были получены научные выводы, существенно изменившие господствовавшие на протяжении столетия представления о расположении области наиболее частого появления полярных сияний, являющиеся фундаментальными для геофизической науки. Ни одна теория генерации полярных сияний не могла претендовать на достоверность, если она не объясняла факта сушествования зоны полярных сияний. На широты овала приходится максимальный поток энергичных частиц, вторгающихся из магнитосферы в ионосферу, и максимальный поток энергии, вводимой в верхнюю атмосферу из космоса. Вдоль него наблюдается интенсификация целого ряда геофизических явлений: вдоль магнитных силовых линий, опирающихся на овал сияний, возникают интенсивные ELF/VLF электромагнитные волны; текут продольные токи; в ионосфере в слое втекут мощные электроструи; в областях F и Е ионосферы появляются области аномально повышенной ионизации. Овал естественно вписывается в крупномасштабную структуру геомагтного поля, обтекаемого плазмой солнечного ветра. В связи с этим овал является элементом естественной координатной системы, использование которой способствует систематизации результатов геофизических наблюдений в высоких широтах [Whalen, 1983]. Положение станции относительно овала более важно, чем ее геомагнитная широта. Станция на фиксированной геомагнитной широте может в разные моменты местного времени располагаться последовательно на субавроральных или авроральных широтах в зависимости от ее положения относительно овала. Расположение овала и интенсивность авроральных вторжений в его пределы являются важнейшими элементами адекватного описания состояния магнитосферы. В настоящее время параметры аврорального овала получаются с использованием наземных и спутниковых наблюдений и доступны через специальную службу [Newell et al., 2002]. Концепция аврорального овала, сменившая парадигму зоны полярных сияний, была предложена в связи с анализом наблюдений в период МГТ в начале шестидесятых годов прошлого столетия. С тех пор она стала новой парадигмой солнечно-земной физики и широко используется для описания широкого комплекса геофизических явлений [Akasofu, 2002].

Рис.4. Проекции на поверхность Земли протяженных форм сияний по [Хорошева, 1963а] 16 февраля 1958г. в 17.18 UT(/), 19 декабря 1957 г. в 07.30 UT" (2} и 19 декабря 1957г. в 10.50 UT (3).

Существование аврорального овала объясняет особенности в суточных вариациях азимутов протяженных форм и частоту появления полярных сияний в зените.
В работах [Hultqvist, 1958, 1962] были обобщены известные к началу МГГ сведения об ориентации протяженных форм. Фотографические наблюдения периода МГГ окончательно утвердили исследователей во мнении о существовании систематических суточных вариаций в азимутах протяженных форм сияний. Оказалось, что результаты модельных расчетов Хултквиста, предусматривающие круговую симметрию постоянного геомагнитного поля на больших расстояниях от Земли, согласуются с ориентацией протяженных форм только в полночь и в полдень [Фельдштейн, 1963а; Старкой и Фельдштейн, 1967|. В течение же суток азимуты протяженных форм меняются, амплитуда их вариаций увеличивается с широтой от -20° на Ф' ~ 65° до -60° на Ф' - 75°. Существование суточных вариаций азимутов дуг следовало из теории [Alfven, 1950], но отсутствовало в модели [Hultqvist, 1958]. Наблюдения в период МГГ на станциях о. Диксон [Старков и Фельдштейн, 19601 и Кируна [Hultqvist et al., 1958, 1961] подтвердили вывод теории о монотонном уменьшении азимутов с 18 MLT до 06 MLT, а в Кируне был даже обнаружен скачек в значениях азимутов около 06 MLT. Данные сети станций за период МГГ показали, что суточные вариации азимутов протяженных форм являются следствием их расположения вдоль аврорального овала [Фельдштейн, 1960; Хорошева, 1962; Старков и Фельдштейн, 1967; Gustafsson, 1967], а не вдоль авроральной кривой по теории Альвена. В 06 MLT в значениях азимутов происходит не скачок, а начинается плавное их увеличение.

Наблюдения МГГ позволили по данным об ориентации протяженных форм получить графическим интегрированием расположение на поверхности Земли кривой, описывающей положение области, вдоль которой полярные сияния наблюдаются в зените. Она представляется слабо деформированным кольцом, отличающимся по форме от авроральной кривой. Кольцо располагается в пределах границ аврорального овала, как в период МГГ [Старков и Фельдштейн, 1967], ттак и для интервала МГСС [ Gustafsson et al.,1969]. Согласие в расположении кольца и овала сияний свидетельствует о том, что наблюдаемые вариации азимутов обусловлены вытянутостью протяженных форм вдоль овала, расположенного эксцентрично геомагнитному полюсу.

Суточные вариации частоты появления полярных сияний в зените являются следствием вращения Земли под овалом, фиксированным в пространстве относительно Солнца. Количество максимумов и местное время их появления определяются исправленной геомагнитной широтой пункта наблюдений [Фельдштейн, 1960]. На станциях, расположенных в интервале широт 65° < Ф' < 69° сияния в зените появляются наиболее часто в около-полуночные часы, ибо в это время станция наблюдения приближается на минимальное расстояние к овалу. На 71° <Ф'<75° полуночный пик раздваивается и появившиеся два максимума с увеличением широты монотонно смещаются, сначала от полуночи соответственно на утренние и вечерние часы, а затем и на около-полуденные. На этих широтах станция пересекает овал два раза в сутки утром и вечером. На Ф1 - 77° сияния наблюдаются в зените преимущественно в полдень. В полярной шапке и на субавроральных широтах частота их появления уменьшается, суточные вариации имеют максимумы соответственно около полудня и около полуночи.

Рис.5. Изоавроры в северном полушарии на период МГГ по [Фельдштейн, 1963б]; а ~ ночные часы; 6 — дневные часы.

Аскаплоты позволили реализовать намеченную до начала МГГ цель — построить на материалах МГГ планетарные карты изоаврор. Такие карты приведены на рис. 5 для северного полушария отдельно для ночных и дневных часов[Фельдштейн, 1963б]. Цифры на рисунках означают в процентах частоту появления сияний, определенную по аскаплотам. Изоаврора для ночных часов 0.5% получена по данным визуальных наблюдений. Утолщенная линия обозначает максимальную изоаврору. В ночные часы сияния наиболее часто появляются на Ф' - 67° вдоль обычной зоны полярных сияний, а в дневные часы вдоль второй, околополюсной зоны, на Ф' ~ 77°.

Эти зоны отражают расположение на поверхности Земли областей, в которых полярные сияния в зените наблюдаются наиболее часто, соответственно в ночные или в дневные часы. В среднем за сутки частота появления сияний максимальна на Ф' ~ 72° [Хорошева, 19636], или на широтах 72° <Ф' <75°, т.е. в пределах широт аврорального овала [Фельдштейн, 1967]. В этом интервале широт среднесуточное значение частоты появления сияний не меняется, составляя -56%.

Рис. 6. Положение различных форм сияний в исключительно магнитно-спокойные интервалы по [Фельдштейн, 1967]. HA —однородные дуги, RA— лучистые дуги, RB — лучистые полосы и R — отдельные лучи.

Авроральная активность на широтах овала существует фактически постоянно. Наземные наблюдения периода МГГ показали наличие дискретных форм в дневные и ночные часы даже в исключительно магнитоспокойные периоды (рис. 6). На основе анализа аскафильмов в исключительно спокойные интервалы было показано, что дневной сектор аврорального овала с преобладанием лучей свечения располагается на Ф' ~ - 77°—79°, а ночной сектор с лучистыми дугами и полосами — на Ф'-70° [Фельдштейн, 1967]. Часто на небосводе вдоль овала наблюдается несколько форм сияний.
Акасофу [Akasofu, 1964а], основываясь на аскаплотах дрейфующей во льдах станции Arctic Ise Flow (Ф' ~ 78.3°), сделал заключение, что в спокойные дни с суточной суммой ΣКр < 10 и при Кр < 1 +, ночной сектор аврорального овала располагается на Ф' > 75°, что означало минимальную величину асимметрии день-ночь, или даже ее отсутствие. Всесторонний анализ, проведенный на аскаплотах этой станции, выявил необходимость их коррекции [Фельдштейн, 1966]. Существование полярных сияний на широтах овала в дневные и ночные часы, включая исключительно спокойные интервалы, асимметричное расположение овала относительно геомагнитного полюса были подтверждены впоследствии наблюдениями со спутников [Chubb and Hicks, 1970] и с борта самолетов [Belon et al., 1969].

На рис. 7 а—в приведены расположения авроральных овалов для различных значений Q индекса магнитной активности, характеризующего интенсивность суббурь на Ф' ~ 65° в полуночном секторе [Старков и Фельдштейн, 1968]. Из рисунка видно, что с увеличением возмущенности экваториальная граница овала смещается к экватору во все часы MLT, в то время как поведение полярной границы более сложное. При возмущениях ночной сектор овала расширяется, площадь, охваченная сиянием, увеличивается, а в околополуденные часы овал смешается в более низкие широты практически без расширения. Асимметрия овала день-ночь и утро-вечер обсуждалась в работе [Старков и Фельдштейн. 1968].

Количественные соотношения для определения положений полярной и экваториальной границ овала были предложены в работе [Holzworth and Meng, 1975] в зависимости от Q-индекса магнитной активности и в работе [Старков, 1994] от Al, индекса. Коширота границ, Θ, задавалась в виде трех гармоник ряда Фурье, амплитуда и фаза которых зависят от Q или Al индексов:



где А1 — амплитуды в градусах широты, t — в часах МГТ, Θ, — фазы в том же часовом измерении. В работе [Старков, 1994] приведена таблица для вычисления коэффициентов A, и Θ. Как показывают расчеты, в таком приближении границы аврорального овала описываются крутом с радиусом A0, величиной смешения относительно геомагнитного полюса центра круга А1 и его азимутом Θ1. Третий и четвертый члены в используемом разложении характеризуют гармонические колебания более высокого порядка. В сумму основной вклад вносит член A0, и обычноA1 > А2,А3. Поэто му авроральный овал с хорошим приближением может быть заменен кругом со смещенным центром. Оценки показывают, что среднеквадратическая ошибка в радиусе при замене овала кругом менее 1°.

Рис. 7. Авроральные овалы при индексах магнитной активности Q = 0,4,7 по данным [Старков и Фельдштейн. 1968].

На положение границ овала помимо интенсивности суббурь влияют и крупномасштабные токовые системы внутри магнитосферы. К ним относятся кольцевой ток и токи в хвосте магнитосферы. Интенсивность этих токов оценивается Dst-индексом, который возрастает в интервалы магнитных бурь. В работе [Feldstein et al., 1968] показаны овалы для Dst = —15 нТл и Dst = —105 нТл при фиксированных значениях индексов Q С усилением токовых систем овал смещается к экватору без заметного расширения. В околополуночные часы смещение составляет -3° широты при изменении Dst на — 90нТл. Следовательно, при интенсивных магнитных бурях с Dst -200 нТл дневной сектор полярных сияний будет располагаться на широтах ~ 67°. Это приведет к изменению знака асимметрии овала относительно геомагнитного полюса - дневной сектор расположится на более низких широтах, чем высокоширотная часть ночного овала сияний.

Фотографические наблюдения широко использовались и до начала МГГ для определения высоты нижней кромки ночных полярных сияний [ Harang, 1951; Stormer, 1955]. По материалам МГГ были получены высоты не только ночных сияний [Андриенко, 1965], но также сияний в вечернем -aoiai [Хорошева и Емельяненко, 1969] и дневном [Старков, 1968] секторах овала. В работе [Фельдштейн и Старков, 1970] показано расположение ароральных овалов с указанием высот над поверхностью Земли для магнитноспокойных и возмущенных условий. В дневном секторе высота овала составляет 150—170 км, плавно уменьшаясь до 130 км в вечернем секторе и до 100—120 км в ночном. В утренние часы при возмущениях наблюдается появление пульсирующих форм сияний на высотах -100 км и дискретных форм на высотах -120 км, т.е. возможен разрыв в распределении сияний по высоте [Steinbaeck and Nielsen, 1979].
Различия в высотах сияний вдоль овала отражают вариации в источниках и спектрах вторгающихся потоков энергичных электронов.

Яркость визуально наблюдаемых сияний оценивается по шкале Международных Коэффициентов Яркости, которая привязана к абсолютной интенсивности эмиссии 557.7 нм. Единицей измерения является Рэлей (1R = 10⁶ фотонов/см2 сек). Расчеты, которые согласуются с измерениями на ракетах и спутниках, показали, что для возбуждения слабого сияния с интенсивностью 1 кR (1кR = 10⁹ фотонов) необходим поток энергичных электронов ~3 эрг/(см2 сек), т.е. в свечение атмосферы преобразуется только -0.2% потока энергии корпускул. Аскафильмы сети камер СССР сопровождались впечатыванием фотометрического стандарта, что позволяло определять интенсивность свечения. Результаты измерений средней интенсивности свечения по аскафилъмам на зенитных углах меньше 60° (площадь обзора ~10⁵ км²) содержатся в работе [Feldstein and Starkov, 1971]. Основной вклад в осредненные значения интенсивности свечения на широтах аврорального овала вносит непрерывное диффузное свечение, на которое накладываются дискретные формы сияний [Джорджио, 1959; Westerlund, 1969; Whalen, 1983]. Средние значения плотности потоков энергии авроральных электронов к (эрг/см2 сек) были получены в работе [Feldstein and Starkov, 1971] по измерениям интенсивности свечения за период МГГ для шести четырехчасовых интервалов местного времени, как функции амплитуды магнитной возмущенности δH (нТл) в околополуночные часы.δH — среднее значение Q индекса, эквивалентное индексу Al. В таблице приведены значения ε в околополуденные и околополуночные часы и потока энергии W(эрг/сек) высыпающихся авроралъных электронов для одного полушария. Ночью ε в 3—5 раз выше, чем днем, и возрастает с увеличением δH. Величина ε характеризует средние плотности потока энергии по большой площади. В индивидуальных дискретных формах интенсивность свечения может меняться в широких пределах и достигать значений на порядок больше.
Используя данные о расположении границ овала и значений ε, было получено соотношение для определения в одном полушарии: W(эрг/с) = 2.75 х 10¹⁶ δ^0.5. При очень слабой возмущённости W~ 6.1 х 10¹⁶ эрг/с, а в интервалы суббурь с δH -400 нТл W=5.5 х 10¹⁷эрг/с.



Существование в окрестности овала аврорального свечения даже при минимальных по интенсивности магнитных возмущениях указывает на практически перманентное поступление энергии в верхнюю атмосферу.
На заключительном этапе МГГ началась космическая эра. Наблюдения со спутников позволили оценить энергетику авроральных вторжений по прямым измерениям. В работе [Spiro et al., 1982] приведены результаты статистической обработки нескольких тысяч пролетов спутников серии АЕ. Измерялись плотности потоков энергии ддя электронов от 0.2 до 27 кэВ при разном уровне возмущенности для всех часов местного времени. Значения ε и W приведены в таблице. Величина W определяется из соотношения:
W (эрг/сек) = (1.75 AE/100 + 1.6) х 10¹⁷, где AE в нТл.

В работе [Ostgaard et al., 2002] для определения энергетики авророральных вторжений были использованы наблюдения за радиацией в рентгеновской и ультрофиолетовой областях спектра по измерениям на спутнике OLAR.Интегральная мощность W вторжений электронов с энергией от 0.1 до 100 кэВ в северном полушарии лучше коррелирует с AL индексом (коефициент корреляции r = 0.83), чем с AE(r= 0.77). Наилучшая корреляция описывается соотношением W = 3.7(AL)^0.51—4.0, где W в Гвт,AL в нТл.
В работах [Vorobjev et el.,., 2003; Воробьев и Ягодкина, 2005, Воробьев и др., 2007] представлены результаты статистической обработки более чем 30 тысяч пролетов спутника DMSP F6 F7.На спутниках измерялись плотности потока энергии для электронов от 0.03 до 30 кэВ в областях дискретных и диффузных фвроральных вторжений при различных уровнях магнитной активности во всех секторах MLT. В результате статистической обработки данных было покзано [Vorobjev and Jagodkina, 2008], что суммарная мощность электронных высыпаний можно выразить простои линейной функцией:
W(ГВт) = 8.4—0.12AL (нТл).

В таблице приведены значения плотности потока энергии и поток энергии в дневном и ночном секторах овала северного полушария, полученные различными авторами.
Сопоставление энергетики авроральных вторжений в области овала по наблюдениям за интенсивностью аврорального свечения и по прямым спутниковым измерениям высыпающихся частиц демонстрирует достаточно хорошее согласие между результатами, полученными с использованием различных методик.

4. АВРОРАЛЬНАЯ СУББУРЯ

Наряду с концепцией аврорального овала итогом анализа аскафильмов за период МГГ явилось появление концепции авроральной суббури, ставшей новой парадигмой в современной физике магнитосферы. Концепция суббури была предложена Акасофу [Akacofu, 1964Ь] для интерпретации морфологии полярных сияний и их динамики при переходе магнитосферы от спокойного состояния к возмущенному. Характерное для спокойного состояния планетарное распределение сияний может время от времени существенно изменяться — резко увеличивается яркость дискретных форм сияний и их подвижность. Такое взрывообразное усиление активности и получило название авроральной суббури.

Авроральная суббуря проявляется в виде непродолжительного (~2 ч) усиления активности сияний и является составной частью магнитосферной суббури, охватывающей геофизические явления во всей магнитосфере. Оказалось, что планетарные закономерности в протекании авроральных суббурь поддаются изучению легче, чем в других геофизических явлениях. Поэтому их временным развитием стали руководствоваться при описании различных проявлении магнитосферной суббури, что и обусловило востребованность концепции авроральной суббури при научных исследованиях.

До начала МГГ распределение форм сияний и их сменяемость в течение суток для наблюдателя на поверхности Земли описывалось по [Неррпеr, 1954]. Результаты этого исследования основывались на наблюдениях, проведенных на Аляске. Согласно [Неррпеr, 1954] практически всегда возмущения могли быть представлены двумя тесно связанными последовательностями авроральной активности, сопровождающимися положительными магнитными возмущениями до полуночи и отрицательными после полуночи. Полярные сияния существуют постоянно во времени, а распределение их форм на широтах зоны сияний фиксировано относительно Солнца. На поверхности Земли наблюдатель, вращающийся вместе с планетой, регистрирует смену форм сияний в различные часы местного времени: вечером диффузное свечение и однородные дуги, активные формы сияний около полуночи, диффузное свечение и пульсирующие формы утром.
Осуществление программы МГГ позволило исследовать мгновенное распределение форм сияний и их динамику в планетарном масштабе, не ограничиваясь региональными наблюдениями. Акасофу, предложивший схему развития авроральной суббури, был среди пионеров, начавших и успешно проводивших такие исследования.
На рис. 8 из [Feldstein, 1994] показана эволюция схемы развития авроральной суббури от опубликванной впервые [Аkasofu, 1964Ъ] (рис. 8а) и дополненной в дальнейшем новыми данными (рис. 8б, в) до наиболее полной к настоящему времени схемы суббури (рис. 8г), предложенной в работе [Старков и Фельдштейн, 1971 ].
По Акасофу изменения в пространственном распределении сияний происходят циклично, в каждом цикле от спокойного состояния (Т~ 0) через фазы развития (0 < Т< 30 мин) и восстановления (30 < Г< < 120 мин) снова к спокойному состоянию. Таких циклов или авроральных суббурь в течение суток может быть несколько. При суббурях изменения структуры и динамики сияний для наземного наблюдателя происходят не только вследствие вращения Земли под квазистационарным распределением сияний, как предполагал (Неррпеr, 1954], а з основном как результат развития и затухания возмущений.

В спокойные периоды (рис. 8а) однородные дуги охватывают ночную сторону от вечерних до утренних часов, располагаясь в полночь на Ф' -75^о.

Рис. 8 Схемы, иллюстрирующие развитие авроральной суббури согласно различным моделям: (а) — Akasofu [1964b], (б) - Feldstein and Starkov [1967], (в) - Akasofu [1968], (г) - Старков и Фельдштейн [1971].

Начало суббури характеризуется уярчением наиболее экваториальной дуги сияний в полуночном секторе и началом быстрого движения сияний к полюсу. Резко возрастает широтный интервал области расположения дискретных форм, приполюсная граница сияний смещается до Ф'-75°. В фазу восстановления дискретные формы движутся к экватору и постепенно восстанавливается распределение, характерное для спокойного периода. Оригинальная версия схемы развития суббури по Акасофу была дополнена сияниями дневного сектора в работе [Feldstein and Starkov, 1967] (рис. 8б), а затем и в работе [Аkasofu, 1968] (рис. 8в). В дневном секторе полоса дискретных форм сияний, в отличие от ночного сектора, смещается целиком к экватору при весьма незначительном расширении.

Модель авроральной суббури была уточнена и дополнена в работе (Старков и Фельдштейн, 1971] схемой изолированной авроралъной суббури (рис. 8г), которая начинается после магнито-спокойного периода. До начала фазы развития в расположении дискретных форм происходят характерные изменения, являющиеся проявлениями начала суббури и получившие название фазы зарождения (—60 < Т< 0 мин). В период фазы зарождения в ночном секторе наблюдается плавное смещение однородных дуг сияний от Ф' ~ 70° к экватору, без заметного увеличения их яркости. К моменту начала суббури дуга располагается на Ф' ~ 65°. Продолжительность фазы зарождения может меняться от ~1 ч до нескольких мин, в зависимости от уровня возмущенности и от ситуации в межпланетном пространстве. Начало фазы развития суббури (Т = 0) характеризуется резким увеличением яркости сияний и быстрым движением к полюсу яркой полосы в ночном секторе, на месте которой продолжает оставаться сравнительно слабая однородная дуга, медленно дрейфующая к югу. Область аврорального свечения заметно расширяется как к полюсу, так и к экватору. К экватору от двигающейся к полюсу полосы свечения остается интенсивный диффузный фон с накладывающимися слабо выраженными дискретными формами. Широтное распределение сияний становится "двугорбым", образуется так называемый "двойной" овал [Elphinstone lnd Hearn 1993], наиболее отчетливо проявляющийся на фазе восстановления (30 < Т< 120 мин). На этой фазе суббури в утреннем секторе наблюдаются пятна и пульсирующие формы свечения, располагающиеся к экватору от аврорального овала.
Обоснованность дополнения модели авроральной суббури фазой зарождения рассматривалась в ряде работ (например, Akasofu and Snider, 1972; Feldstein, 1974; Vorobjev et al., 1975, 1976]. Движения дискретных форм сияний в ночном секторе в периоды суббурь изучались в работе [ Snider,Akasofu, 1972] по данным меридиональной цепочки камер всего неба на Аляске. На рис. 9 показана динамика полярных сияний 08 января 1970 г. из этой работы.
В работе (Feldstein, 1974] динамика дискретных форм в расcмотренный период обсуждается совместно с вариациями межпланетного магнитного поля (ММП) по наблюдениям спутника Explorer 35. До 08.30 UT меридиональное смещение сияний было обусловлено вращением Земли под овалом. Как видно из рисунка, в интервале 08.30—09.45 UT вся полоса сияний значительно сместилась к экватору. При этом внутри полосы резко увеличилась скорость экваториального движения и самих дискретных форм сияний, что характерно для фазы зарождения. Широтное смещение полосы свечения на -5° за -1.5 часа и существенное увеличение скорости движения сияний не может быть объяснено только вращением Земли под овалом. Фаза развития авроральной суббури началась в 09.45 UT резким броском сияни и к полюсу. Увеличение скорости экваториального движения дискретных форм до начала фазы развития суббури было зарегистрировано после поворота на юг вертикальной компоненты ММП, а активная фаза суббури — после поворота ММП на север.

Из анализа развития авроральных суббурь, проведенного в работе [Vorobjev et al., 1976], слеловало, что смещение овала к экватору во все часы местного времени, включая дневной сектор, начинается в среднем за 50 мин до начала фазы развития суббури на ночной стороне Земли. В течение этого времени дневной сектор овала сиянии смещается к экватору в среднем на 4° широты. Смещение к экватору полосы свечения, содержащей лучистые дуги дневных полярных сияний, является характерной чертой фазы зарождения суббури.
Динамика индивидуальных форм сияний в ночном секторе овала на разных фазах суббури исследовалась в работе [Старков и др., 1971]. Было показано, что на фазах
Рис. 9. Динамика дискретных форм полярных сияний 08 января 1970 г. по наблюдениям меридиональной цепочки станций на Аляске. Нижняя панель — индексы магнитной активности AU, Al. и вариация H-компоненты магнитного поля (жирная кривая) на станции Инувик по [Snyder and Akasofu, 1972].

зарождения и восстановления дискретные формы движутся преимущественно к экватору. В фазу развития суббури, наряду с движением к полюсу высокоширотной границы сияний, индивидуальные формы внутри овала двигаются к экватору, но со скоростями, заметно меньшими, чем скорость расширения области свечения к полюсу. Такие движения можно проследить и по данным меридиональной цепочки камер всего неба, представленным на рис. 9.
Согласно [Vorobjev et al., 1976] индивидуальные формы сияний на фазе зарождения суббури смещаются к экватору во всем овале, за исключением дневного сектора, в котором преобладают движения к полюсу. На рис. 10 показана динамика дискретных форм сияний вдоль геомагнитного меридиана на станциях Пирамида (PYR, Ф' = = 74.9°, LT = UT + 1.2) в дневные часы и Врангель (WRI), Колледж (COL) в ночные часы 18 декабря 1957 г.

Для дневных сияний (рис. 10б) исключено смещение, обусловленное движением наблюдателя вместе с Землей под овалом. В дневном секторе полоса свечения в период фаз зарождения и развития суббури смещается к экватору, а индивидуальные формы двигаются к полюсу. Возникая на экваториальной границе овала, лучистые дуги, являющиеся наиболее характерной формой сияний в околополуденные часы, дрейфуют к полюсу и затухают на его полярной границе. По данным фотографических камер всего неба среднее время жизни дуг сияний составляет -10 мин [Воробьев и др., 1988], В среднем каждые 4 мин на экваториальной границе возникает новая дуга, которая перемещается к полюсу. Дневные лучистые дуги сияний двигаются к полюсу в периоды всех фаз суббури, даже когда полоса свечения смещается к экватору. Как следствие разнонаправленного движения дискретных форм в дневные и ночные часы, в вечернем и утреннем секторах овата происходит смена направлений движения сияний.


Рис. 10. Динамика дневных (б} и ночных (в) сияний 18 декабря 1957г. из работы [Vorobjev et аl., 1976]. (а) — интенсивность дневных сияний в относительных единицах. T1 и To — начало фаз зарождения и развития суббури, соответственно.
Динамика дискретных форм в вечернем секторе в области с противоположно направленными движениями сияний исследовалась в работе [Rezhenov el al., 1979]. На рис. 11 в перекрывающихся полях зрения трех камер С-180 (Пирамида, о. Хейса и о. Визе) нанесены проекции на земную поверхность дискретных форм сияний для четырех моментов UT 16 декабря 1958 г. На Пирамиде (PYR) лучистые дуги дрейфуют к полюсу, на о. Визе (WII) однородные дуги — к экватору, на о. Хейса (HIS) зарегистрированы оба типа дуг, двигающихся в противоположных направлениях.

В космическую эру основные особенности динамики аврорального свечения в период суббурь, полученные обработкой снимков камер С-180 за период МГГ, были подтверждены наблюдениями спутников с полярной орбитой и высокоапогейных спутников. Однако из-за низкого пространственно-временного разрешения спутниковой аппаратуры для детального изучения особенностей в распределении и динамике дискретных форм аврорального свечения в настоящее время все еще широко используются наземные наблюдения полярных сияний, но уже с помощью телевизионных камер всего неба.

5. РЕЗУЛЬТАТЫ ВИЗУАЛЬНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ СИЯНИЙ

В период МГГ осуществлялась обширная программа визуальных наблюдений за полярными сияниями. Только на территории СССР и смежных стран наблюдения проводились в 620 пунктах на метеорологических станциях и астрономами-любителями. Особое внимание уделялось наблюдениям нa субавроральных и средних широтах, где визуальные наблюдения были основным способом регистрации полярных сияний. В средних и низких широтах полярные сияния наблюдаются исключительно редко.
Из-за незначительной интенсивности они с трудом распознаются на снимках камер, но надежно регистрируются визуальщиками, фотометрами или спектрографами. Отрицательным моментом в визуальных наблюдениях является субъективность и невозможность проверки правильности одиночного наблюдения. Поэтому при анализе визуальных наблюдений применяются статистические методы исследования. Осреднение данных по широкой сети станций за длительный промежуток времени сглаживает и делает несущественными в конечном результате отдельные ошибочные наблюдения.

Результаты обработки материалов визуальных наблюдений периода МГГ-МГС по большому числу станций появились в печати после завершения МГГ [Bless et al., 1959; Mclnnes and Robertson, 1960; Bond, 1960; Исаев, 1962а,б]. Анализ визуальных данных по американскому континенту содержится в [IGYGen. Rep. I960], а для территории Советского Союза в работе [Фельдштейн и Шевнина, 1963].

Рис. 11. Динамика дискретных форм сияний (а) и проекции авроральных дуг на земную поверхность для четырех моментов UT (б) по наблюдениям на станциях Пирамида, о. Хейса, о. Визе 16 декабря 1958 г. из работы (Rezhenov et al., 1979]. Вертикальная штриховая линия — начало фазы развития суббури.



В этих исследованиях были построены кривые широтного распределения частоты появления сияний в зените при различном уровне магнитной активности. Было определено положение южной границы появления сияний при различных значениях планетарного индекса Кр, изменения в положении этой границы при фиксированных значениях Кр в течение суток, а также вариации ее положения в периоды магнитных бурь.

На рис. 12 из работы [Фельдштейн и Шевнина, 1963] показано положение южной границы появления сияний в зените для Кр = 2 (а), Кр = 4 (б), Кр = 6 (в) в зимний сезон 1957—1958 гг. Цифрами от 1 до 8 на периферии рисунка указаны номера долготных секторов. В секторе 1 граница проведена приближенно пунктиром с точкой из-за ее меньшей достоверности.

Во всех секторах с увеличением интенсивности магнитного возмущения южная граница регистрации сияний в зените монотонно удаляется от полюса. При изменении Кр и ндекса от 1 до >7 граница смешается на 9— 12° в более низкие широты. Пунктиром на рисунке нанесено положение зоны ночных сияний для зимы 1957-1958 гг. [Фельдштейн, 1960]. Южная граница и зона сияний имеют аналогичные формы. Однако южная граница появления сияний в зените даже при слабой магнитной возмущенности располагается дальше от полюса, чем зона сияний. Это естественно, ибо сияния охватывают одновременно некоторый интервал широт, а зона полярных сияний является центральной линией этого интервала.



Широтные разрезы свидетельствуют о том, что число ночей с сияниями в зените монотонно увеличивается от средних широт до зоны сияний. При усилении магнитной активности число ночей и часов с сияниями в зените в средних широтах возрастает. Чем выше активность, тем более часто и в более низких широтах появляются сияния. Такая вариация широтного распределения естественно связана со смещением к экватору южной границы области широт, на которых сияния появляются в зените. Не только число дней, но и число часов с сияниями в зените монотонно увеличивается от средних широт к зоне сияний. В возмущенные дни в широтных распределениях числа дней и часов с сияниями в зените на широтах 48—52° отсутствует относительный максимум. Не находит подтверждения предположение о существовании на этих широтах среднеширотной зоны повышенной частоты появления сияний в зените, обусловленной вторжениями частиц из области внешнего радиационного пояса [Исаев, 1962а,б].

Рис 12. Положение южной границы полярных сияний при Кр = 2 (а). Кр = 4 (6), Кр = 6(в} в зимний сезон 1957-1958 г. Цифрами на периферии рисунка указаны номера долготных секторов [Фельдштейн и Шевнина, 1963].

Хорошева [1987] связывает расщепление полосы сияний с появлением в средних широтах, к экватору от обычных сияний, субавроральных красных дуг (SAR-дуг). Предполагается, что их появление может интерпретироваться наблюдателями как расщепление единой полосы аврорального свечения.


Смещение южной границы сияний к экватору происходит и при развитии магнитной бури. По данным визоплотов после начала магнитной бури южная граница смещается к экватору на -12°, максимальное смещение приходится на главную фазу бури через 13—15 час после ее начала [Фельдштейн и Шейнина, 1963]. В работе [Zverev and Hviuzova, 2004; Зверев и Хвиюзова, 2008] проведены статистические исследования положения предельной широты Ф' южной границы сияний по визоплотам за период МГГ после вспышек на Солнце. Было получено уравнение линейной регрессии: Ф' = 63.8°—1.94 Кр. Для самой интенсивной магнитной бури интервала МГГ 11 февраля 1958 г. (Dst —425 нТл), в 06-09 UT при Кр = 9 граница, согласно этому соотношению, располагалась на Ф' = 47°.

Распределение полярных сияний в эту ночь по данным камер всего неба на территории США и Канады исследовалось в работе [Akasofu and Chapman, 1962]. В 06.10 UT, после начала интенсивной магнитосферной суббури в ночном секторе, полоса свечения шириной -2° с яркими дугами сияний располагалась вдоль Ф' = 53°. С юга к полосе примыкало слабое диффузное свечение, простирающееся вдоль полосы сияний. В процессе развития возмущения интенсивность диффузного свечения росла и вместе с дискретными формами сияний образовало единую полосу свечения, южная граница которой в 06.32 LJT располагалась вдоль ф' = 48°.

Как правило, минимальная широта экваториальной границы овала дискретных форм приходится па околополуномные часы. С увеличением Dst индекса граница смешается к экватору. На рис. 13 точками показано положение экваториальной границы овала в ночные часы в зависимости от величины Dst индекса из работы [Старков, 1993].

Рис. 13. Положение экваториальной границы аврорального овала в зависимости от величины Dst (точки) по данным [Старков, 1993); предельная широта аврорального свечения в зените по визоплотам (крестики) поданным [Zverev et al., 2009).

Полученное методом наименьших квадратов уравнение регрессии Ф' = 77.3°—9.8 •log\Dst\, коэффициент корреляции r = 0.92, отражено на рисунке пунктиром. Крестиками на рисунке нанесены предельные широты Ф1 распространения аврорального свечения в зените по визоплотам в интервалах максимума развития магнитных бурь за период МГГ [Zverev et al., 2009]. Были использованы все наблюдения при Dst< —100 нТл. Уравнение регрессии имеет вид Ф' = 74.7°-12.05 • log|Dst| (r- 0.7) и показано на рисунке сплошной линией. При жзменении Dst от —100 нТл до —400 нТл граница ±нзуально наблюдаемого свечения смещается на 7^о к экватору.
Линия предельной границы визуапьного свечения сдвинута на -7.5° к югу от границы области обычных полярных сияний. Это :шачает, что граница появления аврорального свечения в зените на визоплотах в интервалы магнитных бурь обозначает не границу дискретных форм вавроральном овале, а включает и диффузное свечение, располагающееся к экватору от овала. Осреднение данных, представленных на рве. 13, для Dst < 150 нТл и Dst >300 нТл дает положение границы визуального свечения на Ф' = 49.5° при Dst = -120 нТл и Ф' = 43.7° при Dst = = —360 нТл. Сопоставления этих значений с положениями экваториальных границ области диффузных электронных высыпаний по соотношениям из работы [Воробьев и Ягодкина, 2005] показали их хорошее соответствие.

На средних широтах в интервалы магнитных бурь наблюдаются SAR-дуги, которые проявляются как резкие усиления интенсивности эмиссии 630.0 нм около экваториального края диффузных сияний. Эти дуги классифицируются как особый тип аврорального свечения, так как их интенсивность и ориентация контролируются геомагнитным полем. Обзор материалов по морфологии и динамке SAR-дyr содержится в [Roach and Roach, 1963]. Согласно установившимся представлениям, источник SAR-дуг располагается в магнитосфере около плазмопаузы, в области, где горячие ноны кольцевого тока взаимодействуют с холодной плазмой плазмосферы. Возникающие при этом волны разогревают холодные электроны плазмосферы. Их поток вдоль силовых линий в ионосферу возбуждает свечение атмосферы (SAR-~дугу) в красной эмиссии на высотах -400 км. Предполагается, что SAR-дуги имеют природу, отличающуюся от обычных полярных сияний, располагающихся в более высоких широтах и обусловленных вторжениями электронов из центральной части плазменного слоя в хвосте магнитосферы. Граница аврорального овала и SAR-дуга во время бури обычно разнесены по широте на -10°—12°, с резким понижением интенсивности свечения (образованием щели) на промежуточных широтах Roach and Roach, 1963].

Магнитная буря 11 февраля 195В г. сопровождалась появлением SAR-рути на Ф1 - 40° и интенсивным красным свечением. На визоплотах за зтот день граница аворального свечения в зените зарегистрирована на Ф' - 43°. Широта экваториальной границы диффузного свечения зависит от используемого для определения границы пороговоro значения в интенсивности свечения. Слабое субвизуальное свечение с интенсивностью ниже порога для визуальных наблюдений может охватыватъ широты южнее Ф'~ 43°. По-видимому, такое диффузное свечение простирается вплоть до широты SAR-дуги. Визоплоты так же свидетельствуют, что свечение существует в зените в каждом градусе геомагнитной широты к северу от Ф' - 43° вплоть до Ф' ~ 58°. Это означает отсутствие широкой широтной щели между авроральным свечением и SAR-дутой. Интервал широт между овалом и SAR-дугой заполнен диффузным свечением, интенсивность которого монотонно убывает с широтой. Визуальные наблюдения за свечением в ночные часы в интервале данной бури согласуются с представлением о существовании на средних широтах протяженных диффузных полей авроральной эмиссии, окаймленных с экваториальной стороны SAR-дугой. Возможность того, что SAR дуги являются специфическим типом свечения атмосферы, возникающим в окрестности плазмопаузы вследствие взаимодействия энергичных протонов с холодной плазмой плазмосферы, является вероятным, но не единственным механизмом генерации SAR-дуг. Другим механизмом генерации SAR-дуг могут быть электронные вторжения с очень мягким спектром на экваториальной границе области диффузных высыпаний. При таком механизме SAR-дуги генерируются вследствие вторжения в верхнюю атмосферу низкоэнергичных электронов, переносимых конвекцией от границы плазменного слоя в хвосте магнитосферы к Земле, вплоть до плазмопаузы [Нишида, 1980].

6. ДИФФУЗНОЕ СВЕЧЕНИЕ К ЭКВАТОРУ И К ПОЛЮСУ ОТ ОВАЛА

Наземные наблюдения авроральных эмиссий свидетельствовали о том, что к экватору [Sandford, 1968] и к полюсу [Eather, 1969] от овала сияний располагаются области диффузного свечения. Исследования диффузного свечения проводились сканирующими фотометрами, как с поверхности Земли, так и со спутников. На рис. 1а, б показано положение областей диффузного свечения, окаймляющих авроральный овал с экваториальной (DA) и приполюсной (PDA) сторон. Свечение в обеих областях характеризуется более высокими значениями отношения эмиссий /6300/5577 по сравнению с наблюдаемым в дискретных формах сияний.
Источником авроральной эмиссии 630.0 нм является возбуждение атомарного кислорода в состояние O(¹D) потоками энергичных электронов. Зеленая эмиссия (557.7 нм), хотя и регистрируется в диффузном свечении, но ее интенсивность значительно слабее красной. Свечение к экватору от овала (DA) наблюдается в виде протяженных областей на высотах выше -200 км [Алексеев и др., 1975]. Интенсивность свечения медленно ослабевает с уменьшением широты, высота его увеличивается, а величина отношения 6300/5577 возрастает. По материалам наблюдений в период МГГ Красовский [1967] впервые обратил внимание на существование таких протяженных диффузных полей красной эмиссии к экватору от овала в интервалы магнитных возмущений.

Основные результаты исследования области DA из-за относительно слабой интенсивности свечения и его однородности получены по наблюдениям со спутников. Первые фото и телевизионные изображения свечения, полученные со спутника ISIS-2 в эмиссиях 391.4, 557.7 и 630.0 нм [Anger and Lui, 1973; Lui and Anger, 1973] и со спутников серии DMSP в интегральном свете 400— 1100 нм [Snyder and Akasofu, 1974], подтвердили существование пояса диффузного аврорального свечения экваториальнее овала. Здесь же были зарегистрированы диффузные электронные высыпания с мягким спектром. Такие высыпания охватывают широты от экваториальной границы овала до широт главного ионосферного провала. Спектр электронов смягчается с уменьшением широты от -1 кэВ на границе аврорального овала до нескольких эВ на экваториальной границе DA, а поток энергии электронов монотонно уменьшается от ~1 эрг/см2 сек до долей эрг/см2 сек [Feldstein and Galperin, 1985|. Широтное положение экваториальной границы DA зависит от используемых для ее определения порогов интенсивности свечения или плотности потока энергии (ε) высыпающихся частиц. Согласно [Николаенко и др., 1983|для ε~ 10^-3эрг/см2 сек стер граница располагается на -2° экваториальнее, чем граница для ε - 10¹ эрг/см2 сек стер. Граница интенсивности свечения в -100 R (Рэлей) поданным наземных наблюдений располагается на 2°—3° экваториальнее границы интенсивности ~1 kR.

В работе [Slater et al., 1980] было показано, что экваториальная граница DA для порога эмиссии 630.0 нм в 100 R и ε с порогом ~10^-2 эрг/см2 сек стер практически совпадают. С усилением возмущенности граница DA смещается в более низкие широты. Ее положение описывается соотношением: Ф' = 67.46°—2.04Kp. По наземным фотометрическим данным [Eather et al., 1976] и по наблюдениям электронов со спутников Ореол [Гальперин и др., 1977] было обнаружено, что характер смещения экваториальной границы диффузных высыпаний и аврорального овала с ростом возмущенности существенно различен. Если для овала сияний смещение границы следует непосредственно за ростом уровня позмущенности, то граница диффузных высыпаний более инерционна и ее положение лучше коррелирует с уровнем магнитных возмущений, произошедших в течение нескольких предшествующих часов [Eather et al., 1976, Гальперин идр., 1977].
В ночном секторе DA обусловлено вторжением электронов из области между внутренней границей плазменного слоя в хвосте магнитосферы и ллазмопаузой, что следует из идентичности их спектров на высотах ионосферы и в экваториальной плоскости магнитосферы [Meng, 1978]. В диффузном свечении энергетические спектры электронов гладкие, без вторичных максимумов. Это означает отсутствие продольных электрических полей и ускорения частиц. Среднее значение плотности потока энергии электронов ε в (эрг/см2 сек), полученное в результате статистической обработки данных спутников серии DMSP, описывается соотношением: lnε = 0.1248 lnAL — 1.8447 [Воробьев и Ягодкина, 2005]. В этой же работе показано среднестатистическое положение экваториальной границы диффузных высыпаний в зависимости от уровня магнитной активности, выраженной величинами AL и Dst индексов.

В утренние часы авроральное свечение к экватору от овала обусловлено вторжениями электронов из хвоста во внутреннюю магнитосферу. При высыпании их в верхнюю атмосферу бразуется полоса диффузных сияний с преимущественным свечением в эмиссиях 391.4 и 557.7 нм, протянувшаяся от ночных часов к дневным. В литературе такое свечение получило название мантийных сияний [Sandford, 1964; Meng and Akasofu, 1983]. В периоды возмущений электроны инжектируются в ночном секторе во внутреннюю магнитосферу и ускоряются в ней до энергий от нескольких кэВ до нескольких десятков кэВ. Из ночного сектора электроны дрейфуют в магнитосфере вдоль L-оболочек на восток через утренний сектор в дневной.

Субвизуальное диффузное свечение к полюсу от овала сияний (PDA} уверенно идентифицируется по данным меридиональных сканирующих фотометров [Sandholt et al., 1982] и на цветных снимках камер всего неба [Mcnde and Eather, 1976; Sandahl et al., 1990]. Яркость свечения убывает с увеличением широты [Eather and Mcnde, 1971]. Отношение интенсивностей эмиссий 6300/4278 нм увеличивается от ~2 на границе овала до ~5 на Ф' ~ 80°, что свидетельствует о смягчении спектра с ростом широты. Свечение менее однородно по сравнению с DA, а его высота составляет -230 км.B paбoтax [Newell et al., 1996; Фельдштейн и Гальперин, 1996] был предложен алгоритм для определения полярной границы авроральных вторжений в ночном секторе по наблюдениям частиц на спутниках DMSP. Используя этот алгоритм, Воробьев и Ягодкина [2005] показали, что положение этой границы слабо зависит от уровня магнитной активности и в ночные часы описывается соотношением Ф' - 71.82° + 0.00099AL - 0.0019Dst.
Граница между PDA и полярной шапкой может быть идентифицирована по двум характерным плазменным структурам: полярному дождю и ионным потокам с дисперсией по скоростям (VDIS2). Такие ионные потоки с энергиями 3—20 кэВ были впервые зарегистрированы на спутнике Ореол 3 [Ковражкин и др., 1987, Zelenyi et al., 1990]. Они располагаются, как правило, к полюсу от дискретных апроральных вторжений. Структуры типа VDIS2 наблюдаются в области между авроглльным овалом и полярной шапкой. Энергия нонов Н+ в этих структурах возрастает к полярной границе , что соответствует эффекту "фильтра скоростей" с источником частиц на границе дифэузной зоны.

В дневном секторе наблюдается полоса красного свечения шириной 2°—4°, которая занимает такой же долготный интервал, что и движущиеся к полюсу лучистые дуги сияний. Дискретные формы формируются на экваториальном крае красной полосы и затем перемещаются к полюсу. С приполюсной стороны область красного свечения на 1°—3° шире овала сияний [Воробьев и др., 1988]. Внутри полосы отношение интенсивности эмиссий 6300/5577, что свидетельствует о высыпаниях электронов со средней энергией от десятка до нескольких сотен эВ. Такое свечение может быть обусловлено высыпаниями электронов из низкоширотного граничного слоя (LLBL), полярного каспа и плазменной мантии.

Экваториальнее красной полосы и дискретных форм сияний в дневном секторе располагается область диффузных сияний (рис. 2) с преимущественным свечением в эмиссии 557.7 нм [Воробьев и Турянский, 1983]. По фотометрическим данным средняя энергия высыпающихся электронов здесь оценена в 4—6 кэВ [Yagodkina et al., 19901.
В полярной шапке наблюдаются дискретные формы аврорального свечения в виде дискретных дуг (РСА) и полос (Θ-аврора). Характеристики сияний полярной шапки подробно изложены в работах [Sandholt et al., 2002; Зверев и Воробьев, 2007].

7. СТРУКТУРА АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ И ПЛАЗМЕННЫЕ ДОМЕНЫ В МАГНИТОСФЕРЕ

Авроральное свечение обусловлено возбуждением атомов и молекул верхней атмосферы Земли потоками заряженных частиц с последующим излучением в различных областях спектра. Корпускулярные потоки направляются в верхнюю атмосферу из различных областей магнитосферы и, таким образом, в свечении верхней атмосферы находит свое отражение не только структура плазменных доменов в удаленной магнитосфере, но и протекающие там процессы. В результате появляется уникальная возможность по характеристикам полярных сияний определить область их магнитосферного источника и на базе этих знаний исследовать динамические процессы в системе солнечный ветер — магнитосфера — ионосфера.

Для сопоставления границ и областей корпускулярных потоков на малых высотах с их источниками в магнитосфере используются методы топологргческого и морфологического проектирования. Топологическое проектирование использует существующие модели геомагнитного поля и тот факт, что заряженные частицы движутся в верхнюю атмосферу вдоль магнитных силовых линий. Такое проектирование статистических распределений различных типов аврорального свечения было проведено в [Feldstein et al, 1994]. В работе использовалась эмпирическая модель геомагнитного поля [Tsyganenko, 1987] для проектирования в экваториальную плоскость магнитосферы и в поперечные сечения хвоста. В результате проектирования авроральный овал расположился в экваториальной плоскости на геоцентрических расстояниях в 10—20 Re для спокойных и 5—50 Re для возмущенных условий. В поперечном сечении хвоста магнитосферы источники дискретных форм сияний проектируются в слой толщиной ~4 Re в центральной части плазменного слоя и толщиной до ~8 Re на флангах. Область, на которую в магнитосфере проектируется диффузное свечение к полюсу от овала, располагается с внешней стороны от центрального плазменного слоя (ЦПС), как его пограничная область (ПОПС на рис. 14). В околополуденном секторе авроральный овал в экваториальном сечении проектируется в окрестность магнитопаузы.

Морфологическое проектирование основывается на использовании системы естественных трассирующих индикаторов, из физических соображений располагающихся вдоль магнитных силовых трубок, соединяющих магнитосферу с ионосферой. Такими индикаторами являются границы плазменных доменов в магнитосфере, которые идентифицируются экспериментально на разных высотах. Плазменная структура магнитосферы и взаимосвязь структурных областей аврорального свечения с плазменными доменами магнитосферы приведены на рис. 14 по данным [Galperin and Feldstein, 1991; Фельдштейн и Гальперин, 1996]. Для демонстрации внутреннего строения магнитосфера рассечена вдоль и поперек меридиональной и экваториальной плоскостями.

В ночном секторе диффузное свечение экваториальнее овала проектируется в магнитосферу на остаточный или альвеновский слой (ОС), располагающийся между плазмопаузой и внутренней (околоземной) границей центрального плазменного слоя. В пределах ОС располагается и внешний радиационный пояс. Авроральный овал проектируется на ЦПС, основной резервуар авроральной плазмы в ночном секторе магнитосферы. Диффузное свечение к полюсу от овала проектируется на граничный плазменный слой (ПОПС), расположенный между ЦПС и долями хвоста (ДХ). Полярный дождь, характеризующий высыпания в полярной шапке, проектируется в доли хвоста магнитосферы.



Рис. 14. Плазменная структура магнитосферы. ПСФ — плазмосфера, ОС — остаточный или альвеновский слой, ЦПС — центральный плазменный слой, ПОПС пограничная область плазменного слоя, ДХ — доли хвоста магнитосферы, ПМ — плазменная мантия, К — касп, ВС — входной слой, НГС - низкоширотный граничный слой.

Трассирующими индикаторами, позволяющи­ми экспериментально определять основные плазменные границы авроральных структур в ночной магнитосфере, являются:
— околоземная граница крупномасштаной конвекции плазмы в хвосте магнитосферы (плазмопауза), соответствующая экваториальной границе диффузного свечения;
- внутренняя граница плазменного слоя для электронов, совпадающая с проекцией экваториальной границы аморального овала. На этой границе рост средней энергии электронов в остаточном слое по мере удаления от Земли сменяется уменьшением их энергии в ЦПС. Здесь же располагаются и граница устойчивого захвата электронов внешнего радиационного пояса (Е> 25—40 кэВ) и граница изотропизации ионов с Е> 50 кэВ, которая определяет околоземный край токового слоя в хвосте магнитосферы;
— резкий спад потока энергии высыпающихся электронов и появление пучков диспергированных по энергии потоков ионов с энергиями 3—20 кэВ, идентифицируемые как полярная граница аврорального овала;
— уменьшение плотности потока энергии высыпающихся электронов до уровня меньше 10^-3 эрг/см2 сек и высыпания типа "полярный дождь" характеризуют полярную границу диффузных высыпаний или границу полярной шапки.

Трассирующими индикаторами в околополуденной магнитосфере могут являться:
— L-оболочки дрейфа электронов авроральных энергий из ночного сектора, соответствующие экваториальной границе диффузного свечения;
— граница захвата электронов с Е> 25—40 кэВ, соответствующая границе раздела между замкнутыми и разомкнутыми магнитными силовыми линиями в дневной магнитосфере и располагающаяся в окрестности магнитопаузы. Эту границу можно рассматривать как индикатор раздела между низкоширотным граничным слоем (ВС на рис. 14) и каспом;
— появление диспергированных по энергии пучков ионов характеризует области открытых силовых линий, относящихся к плазменной мантии на границе магнитосферы (ПМ на рис. 14).

В околополуденном секторе из-за схождения силовых линий в относительно узкую по широте область ионосферы могут одновременно проектироваться такие магнитосферные домены как плазменный (остаточный) сдой, низкоширотный граничный слой, касп, плазменная мантия и полярная шапка. Частицы, регистрируемые в этих областях, имеют различные, но относительно плавно меняющиеся характеристики. Это затрудняет отождествление источников высыпаний по спектральным и морфологическим характеристикам дневного аврорального свечения. Дополнительные трудности в разделении источников корпускулярных вторжений возникают в связи с узостью самих магнитосферных структур а высотах ионосферы, от одного до нескольких градусов по широте.
Однако на основании анализа имеющихся реультатов и для околополуденного сектора могут быть сделаны определенные выводы. Диффузное свечение в эмиссии 557.7 нм к экватору от дискретных форм сияний связано с вторжениями электронов, инжектируемых в периоды возмущений в ночную магнитосферу и дрейфующих затем в восточном направлении. Полоса дневного красного свечения обусловлена вторжениями потоков электронов с мягким спектром. Источником таких высыпаний может быть низкоширотный граничный слой, касп и мантия. Двигающиеся к полюсу лучистые дуги сияний в экваториальной части полосы красного свечения могут быть связаны с высыпаниями из низкоширотного граничного слоя и каспа (НГС, ВС и К на рис.14), в то время как диффузные сияния в приполюсной части полосы — с высыпаниями из каспа и плазменной мантии.

8. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Всесторонний анализ комплекса геофизических наблюдений, выполненных на мировой сети станций в период МГГ (1957—1959 гг.), привел к тому, что в начале 60-х годов прошлого столетия были выработаны концепции аврорального овала и авроральной суббури. Эти концепции стали фундаментальными в современной физике магнитосферы, широко используемыми для описания комплекса геофизических явлений в высоких широтах и явились парадигмами новой науки, солнечно-земной физики. Концепция аврорального овала была предложена российскими учеными [Фельдштейн, 1960, 1963а; Хорошева, 1962; Старков и Фельдштейн, 1968] и широко поддержана ведущими специалистами других стран, а концентрация авроральной суббури была предложена Акасофу [Akasofu, 1964b|, но уточнена и дополнена в Советском Союзе [Старков и др., 1971; Старков и Фельдштейн, 1971]. Динамика различных типов сияний в периоды возмущений оказалась тесно связанной с плазменной структурой магнитосферы, что открыло новые возможности ее диагностики по результатам наземных и спутниковых наблюдений полярных сияний.

Исследования выполнены при поддержке фанта РФФИ № 09-05-00818 и Программы Президиума РАН № 16.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

- Андриенко Д.А. Результаты определения высот полярных сияний по фотографиям // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 5. № 3. С. 450-459. 1965.
- Алексеев В.Н., Величко В.А., Надубович Ю.А. Исследование высот свечения и положения южной границы фонового свечения 6300 А // Физика верхней атмосферы высоких широт. Якутск. Изд. ЯФ СО АН. №3. С. 124-133. 1975.

- Воробьев В.Г., Турянский В.А. Особенности поведения эмиссий (ОI) λ5577 и λ6300 в дневных сияниях // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 23. № 6. С. 957—962. 1983.
- Воробьев В.Г., Зверев В.Л., Леонтьев С.В. Структура аврорального свечения в полуденном секторе // Геомагнетизм и аэрономия. 1988. Т. 28. N° 2. С. 256-261. 1988.
- Воробьев В.Г., Ягодкина О.И. Влияние магнитной активности на глобальное распределение областей авроральных вторжений // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 45. № 4. С. 467-473. 2005.
- Воробьев В. Г., Ягодкина О. И., Старков Г. В., Фельдштейн Я.И. Особенности планетарного распределения характеристик аврорального вторжения при суббурях // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 47. № 2. С. 206-218. 2007.

- Гальперин Ю.И., Полуэктов И.А., Собелъман И.И. О потоке и спектре энергии протонов, ответственных за водородное свечение. (Обзор) // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 6. № 4. С. 633—649. 1966.
- Гальперин Ю.И., Кранье Ж., Лисаков Ю.В., Николаенко Л.М., Синицын В.М., Сово Ж.-А., Халипов В.Л. Диффузная авроральная зона. 1. Модель экваториальной границы зоны диффузного вторжения авроральных электронов в вечернем и околополуночном секторах // Космич. исслед. Т. 15. С. 421 — 432. 1977.

- Джоржио Н.В. Электрофотометрические измерения в авроральной зоне // Спектральные, электрофотометрические и радарные исследования полярных сияний и свечения ночного неба. № 1. М.: Изд. АН СССР. С. 30-40. 1959.

- Евлашин Л.С. Некоторые закономерности поведения водородной эмиссии в полярных сияниях // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 3. № 3. С. 496—501. 1963.
- Евлашин Л.С., Шефов //.//. Полярные сияния и излучения верхней атмосферы // Земля и Вселенная. №4. С. 31-40.2007.

- Зверев В.Л., Хвшозова Т.А. Вариации экваториальной границы полярных сияний при взаимодействии магнитосферы Земли с потоками солнечного ветра от изолированных солнечных источников // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 48. № 1. С. 32—39. 2008.
- Зверев В.Л., Воробьев В.Г. Результаты российских исследований полярных сияний в Антарктиде // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 47. № 6. С. 723—736. 2007.

- Исаев С.И. О существовании области повышенной активности полярных сияний в средних широтах // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 2. № 5. С. 861—864. 1962а.
- Исаев С. И. Географическое распределение полярных сияний и радиационные пояса Земли // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 2. № 4. С. 663—668. 1962б

- Ковражкин Р.А., Боске Ю.М., Зеленый Л.М. Обнаружение свидетельств пересоединения и ускорения плазмы на расстоянии 0.5 млн. км в хвосте магнитосферы // Письма в ЖЭТФ. Т. 45. С. 377-340. 1987.
- Красовский В.И. Полярные сияния//Геомагнетизм и аэрономия. Т. 7. № 6. С. 945-957. L967.

- Надубович Ю.А, Береговой эффект в полярных сияниях// Полярные сияния и стечение ночного неба. № 14. С. 5-7. 1967.
- Николаенко Л.М., Гальперин Ю.И., Фельдштейн Я.П., Сово Ж.-А., Кранье Ж. Диффузная авроральная зона. VII. Динамика экваториальной границы области диффузного высыпания электронов в вечернем секторе // Космич. исслед. 21. № 6. 876—884. 1983.
- Ншиида А. Геомагнитный диагноз магнитосферы. М. Мир. 299с. 1980.

- Пушков Н.В. Наблюдения полярных сияний // Инструкция. Изд. АН СССР. М. 1957.

- Самсонов В.Р., Зарецкий Я.С. Азимутальное и географическое распределения авроралъных лучей // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 3. № 2. С. 246—251. 1963.
- Старков Г.В. Высоты сияний в полярной шапке // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 8. № 1. С. 36—41. 1968.
- Старков Г.В. Планетарная морфология сияний // Магнитосферно-ионосферная физика: Краткий справочник. Ред. Ю.П. Мальцев. СПб. Наука. 184с. 1993.
- Старков Г.В. Математическое описание границ аврорального свечения // Геомагнетизм и аэроно­мия. Т. 34. № 3. С. 80-86. 1994.
- Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Азимуты дуг полярных сияний по наблюдениям на о. Диксон // Исследования полярных сияний. № 4. Изд. АН СССР. С. 56-60. 1960.
- Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Ориентация протяженных форм полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 7. № 1. С. 72-77. 1967,
- Старков Г.В., Фельдштейн Я.И, Полоса полярных сияний при магнитных возмущениях // Полярные сияния. М.: Наука. № 17. С. 22-33. 1968.
- Старков Г.В., Фельдштейн Я.И, Суббуря в полярных сияниях// Геомагнетизм и аэрономия. Т. П. № 3. С. 563-565. 1971.
- Старков Г.В., Фельдштейн Я.И., Шейнина Н.Ф. Движения форм полярных сияний при развитии авроральной суббури // Морфология и физика полярной ионосферы. Л.; Наука. С. 53—67. 1971.

- Фельдштейн Я. И. Географическое распределение полярных сияний в западной части Советской Арктики // Проблемы Арктики. № 4. С. 45—49. 1958.
- Фельдштейн Я.И. Географическое распределение полярных сияний и азимуты дуг // Исследования полярных сияний № 4. М.: Изд. АН СССР. С. 61-78. 1960.
- Фельдштейн Я.И. Некоторые вопросы морфологии полярных сияний и магнитных возмущений в высоких широтах // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 3. № 2. С. 227-239. 1963а.
- Фельдштейн Я.И. Морфология полярных сияний и геомагнетизм // Полярные сияния и свечение ночного неба. М.: Изд. АН СССР. № 10. С. 121-125. 1963б.
- Фельдштейн Я.И. Положение овальной зоны полярных сияний в ночные часы в магнитно-спокойные дни // Геомагнетизм и аэрономия. Т, 6. № 5. С. 894-900. 1966.
- Фельдштейн Я. И. Распределение полярных сияний и магнитных возмущений в высоких широтах // Полярные сияния. М.: Наука. № 13. С. 98-118. 1967.
- Фельдштейн Я.И., Шевнина Н.Ф. Результаты визуальных наблюдений заполярными сияниями в период МГГ // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 3. № 4.C. 679-692. 1963.
- Фельдштейн Я.И., Старков Г.В. Исследования полярных сияний// Вестн. АН СССР. № 7. С. 17-25. 1970.
- Фельдштейн Я.И., Гальперин Ю.И. Структура авроральных вторжений в ночном секторе магнитосферы // Космич. исслед. Т. 34. № 3. С. 227—247. 1996.

- Хорошева О.В. Пространственно-временное распределение полярных сияний и их связь с геомагнитными возмущениями // Геомагнетизм и аэроно­мия. Т. 1.№ 5. С. 695-701. 1961
- Хорошева О.В. Суточный дрейф замкнутого кольца полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 2. № 5. С. 839-850. 1962.
- Хорошева О.В. Протяженность дуг полярных сияний и их пространственная ориентация // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 3. № 2. С. 363—366. 1963а.
- Хорошева О. В. Обизохазмах полярных сияний// Полярные сияния и свечение ночного неба. М.; Изд. АН СССР. № 10. С. 126-132. 1963б.
- Хорошева О.В. Магни госферные возмущения и связанная с ними динамика ионосферных электроструй, полярных сияний и плазмопаузы // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 27. № 5. С. 804-811. 1987.
- Хорошева О.В., Емельянепко С.Н. Высотная асимметрия мгновенной зоны полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 9. № 3. С. 566—568. 1969

- Akasofu S.-l. The latitudinal shift of the auroral belt // J. Atmos. Terr. Phys. V. 26. № 12. P. 1167-1174. 1964a.
- Akasofu S. -I. The development of the auroral substorm // Planet. Space Sci, V 12. № 4. P. 273-282. 1964b.
- Akasofu S.-L Polar and magnetospheric substorms // D. Reidel. Dordrecht. 316 p. 1968.
- Akasofu S.-L Exploring the secrets of the aurora // Kluwer Academic Publishers. Dordrecht/Boston/London. 235 p, 2002.
- Akasofu S.-L, Chapman S. A large change in the distribution of the auroras during the 11 February' 1958 magnetic storm // J. Atrnos. Terr. Phys. V. 24. P. 740-742. 1962.
- Akasofu S.-L, Snyder A.L. Comments on the growth phase of magnetospheric substorm // J. Geophys. Res. V. 77. № 31. P. 6275-6277. 1972.
- Alfven H. Cosmical Electrodynamics // Oxford. Clarendon Press. Chapter VI. 237 p. 1950.
- Anger C.D., Lui A.T.Y. //A global view at the polar region С. 121-125.
- auroral visoplots//Annales of the 1GY. Ed. В. Mclnnes. Pergamon Press. V. 29. 506 p. 1964.

- Belon A.E., Maggs J.E., Davis T.N., Mather K.B., Glass N.W., Hughes G.F. Conjugacy of visual auroras during magnetically quiet periods // J. Geophys. Res. V.74. P. 1-28.1969.
- Bless R.C., Gartlein C. W., Kimball D.S., Sprague G. Auroras, magnetic bays and protons // J. Geophys. Res. V. 64. P. 949-953. 1959.
- Bond F.R, Motion of the aurora and magnetic bays // Aust. J. Phys. V. 13. P. 477-483. I960.

- Chubb Т.Л., Hicks G. T. Observations of the aurora in the far ultraviolet from OGO 4 // J. Geophys. Res. V. 75. P. 1290-1311. 1970.
- Chapman S, The aurora in middle and low latitudes // Annals IGY. V. 4. P. 25-40. 1957.

- Father R.H. Latitudinal distributions of auroral and airglow emissions: The "soft" auroral zone // J. Geophys. Res. V.74. P. 153-158. 1969.
- Father R. H., Mende S. B. Airborne observations of auroral precipitation patterns // J. Geophys. Res. V. 76. P. 1746-1755. 1971.
- Father R.H., Mende S.B., Judge RJ.K. Plasma injection at synchronous orbit and spatial and temporal auroral morphology//!. Geophys. Res. V. 81. P. 2805-2824. 1976.

- Elphinstone R.D., Hearn D.J. The auroral distribution and its relation to magnetospheric processes // Adv. Space Res. V. 13. № 4. P. 17-27. 1993

- Feldstein Y.I. Night-time aurora and its relation to the magnetosphere // Ann. Geophysicac. V. 30. № 2. P. 259-272. 1974.
- Feldstein Y.I. Formation of the auroral oval and auroral substorm concepts after IGY // Conf. Substorms 2. Proc. Fairbanks. Alaska. USA. P. 49-54. 1994.
- Feldstein Y.I., Elphinstone R.D., Hern D.J., Murphree J.S., Cogger L.L. Mapping of the statistical auroral distribution into the magnetosphere // Can. J. Phys. V. 72. P. 266-269. 1994.
- Feldstein Y.f., Starkov G.V, Dynamics of auroral belt and polar geomagnetic disturbances // Planet. Space Sci. V 15. № 2. P. 209-229. 1967.
- Feldstein Y.I.., Shevnin A.D., Starkov G.V. Auroral oval and magnetic field in the tail of the magnetosphere // Ann. Geophysicae. V. 24. № 2. P. 1-3. 1968.
- Feldstein Y.I., Starkov G.V. Auroral oval planetary energetic// J. Atmos. Terr. Phys. V. 33. P. 197-203. 1971.
- Feldstein Y.I., Galperin Y.I. The auroral luminosity structure in the high-latitude upper atmosphere: its dynamics and relationship to the large-scale structure of the Earth's magnetosphere // Rev. Geophys. V 23. № 3. P. 217-275. 1985.

- Gartlein C.W., Sprague G. Aurora occurrence // IGY Gen. Rep. № 12. IGYWDC A. US National Academy of Sciences. Washington. D.C. P. 68-73. 1960.
- Gartlein C. W., Gartlein H.E., Sprague G. The aurora and the local magnetic field // IGY Gen. Rep. № 12. (IGY WDC A. US National Academy ofSciences). P. 57-67. I960.
- Galperin Y.f., Feldstein Y.I. Auroral luminosity and its relationship to magnetospheric plasma domains // Auroral Physics. Cam. UP. Eds. Meng C.-I., Rycroft M., Frank L. P. 207-227. 1991.
- Guslafsson G, On the orientation of auroral arcs // Planet. Space Sci. V 15. P. 277-294. 1967.
- Gustafsson G., Feldstein Y.I., Shevn'tna N.F. The auroral orientation curves for the IQSY // Planet. Space Sci. V. 17. P. 1657-1666. 1969.

- Harang L. The aurorae // Eds. M.A. Ellison and A.C.B. Lowell. Chapman and Hall LTD. London. 166 p. 1951.
- Heppner J. A study of relationships between the aurora borealis and the geomagnetic disturbances // PhD Thesis. California Institute of Technology. Pasadena. 36 p. 1954.
- Holzworth R.H., Meng C.-I, Mathematical representation of the auroral oval // Geophys. Res. Lett. V. 2. P. 377— 380. 1975.
- Hultqyist B. The geomagnetic field lines in higher approximation//Arkiv Geophys. V. 3. P. 63-77. 1958.
- Hultqvist В., Egeland A., Gustafsson G. A morning discontinuity in the orientation of quiet auroral arcs // Nature. V. 192. P. 956-957. 1961.
- Hultqvist B. On the orientation of auroral arcs // J. Atmos. Terr. Phys. V. 24. P. 17-30. 1962.

- IGY Ascaplots // Annales of the IGY. Ed. W. Stoffregen. Pergamon Press. V. 20. Parts 1. 147 p. 1962.
- IGY Gen. Rep. № 12. IGY WDC -A. US National Academy ofSciences. Washington D. C. 1960.
- International Auroral Atlas // Edinburgh. University Press. 1963.

- Lebedinsky A.L Synchronous auroral registration by all-sky camera C-180 and patrol spectrograph C-180-S // Annales of the IGY V. II. P. 133-144. 1961.
- Leontyev S. V., Starkov G. V., Vorobjev V.G., Zverev V.L., Feldstein Y.I, Dayside aurorae and their relation to other geophysical phenomena// Planet. Space Sci. V. 20. P. 621-639. 1992.
- Lui A.T. Y.f Anger C.D. A uniform belt of diffuse auroral emission seen by ISIS-2 scanning photometer// Planet. Space Sci. V. 21. P. 799-809. 1973.

- Mclnnes В., Robertson K.A. Latitude distribution and seasonal radiation of aurora over the British islands during 1957 and 1958 // J. Atmos. Terr. Phys. V. 19. P. 115-125.1960.
- Mcllwain C.E. Direct measurement of particles producing visible auroras // J. Geophys. Res. V. 65. P. 2727— 2747. 1960.
- Mende S.B., Father R.H. Monochromatic all-sky observations and auroral precipitation patterns // J. Geophys. Res. V. 81. P. 3771-3780. 1976.
- Meng C.-I. Electron precipitation and polar auroras // Space Sci. Rev. V. 22. P. 223-300. 1978.
- Meng C.-I., Akasofu S.-I Electron precipitation equatorward of the auroral oval and the mantle aurora in the midday sector// Planet. Space Sci. V. 31. P. 889-899. 1983.

- Newell P.T., Feldstein Y.I., Galperin Y.I., Meng C.-I. The morphology of nightside precipitation // J. Geophys. Res.V. 101. №5. P. 10737-10748. 1996.
- Newell Р.Т., Sotirelis Т., Ruohoniemi J.M. et a/. OVATION: Oval variation, assessment, tracking, intensity, and online nowcasting // Ann. Geophysicae. V. 20. P. 1039-1047.2002.

- 0stgaard N., Vondrak R.R., Gjerloev J.W., Germany G. A relation between the energy deposition by electron precipitation and geomagnetic indices during substorms//J. Geophys. Res. V 107. № A9. P. 1246. doi: 10.1029/2001JA002003. 2002.

- Rezhenov В. У., Vorobjev V.G., Feldstein Y.l. The interplanetary magnetic field Bz component influence on the geomagnetic field variations and the auroral dynamics // Planet. Space Sci. V. 27. P. 699-716. 1979.
- Roach F.E., Roach J.R. Stable 6300 A auroral arcs in midlatitudes// Planet. Space Sci. V 11. P. 523-545. 1963.

- Sandahl {., Ellason L., Pellinen-Wannberg A., Rostoker G., Block L.P., EHandson R.E., Frees-Christensen E.f Luhr H., Murphre J.S. Distribution of auroral precipitation at midnight during a magnetic storm // J. Geo­phys, Res. V. 95. P. 6051-6072. 1990.
- Sandford B.P. Aurora and airglow intensity variations with time and magnetic activity at southern high latitudes// J. Atmos. Terr. Phys. V. 26. P. 749-769. 1964.
- Sandford B.P. Variations of auroral emissions with time, magnetic activity and the solar cycle // J. Atmos. Terr. Phys. V. 30. P. 1921-1942. 1968.
- Sandhott P.E., Egeland A., Henriksen K., Smith R., Sweeney P. Optical measurements of a nighlside poleward expanding aurora // J. Atmos. Terr. Phys. V. 44. P. 71-79. 1982.
- Sandholt P.E., Carlson H.C., Egeland A. Dayside and polar cap aurora // Kluwer Academic Publishers. V. 270. 287 p. 2002.
- Slater D. W., Smith L.L., Kleckner E. W. Correlated observations of the equatorward diffuse auroral boundary // J. Geophys. Res. V 85. № 1. P. 531-542. 1980.
- Snyder A.L., Akasofu S.-I. Observations of the auroral oval by the Alaska meridian chain of stations // J. Geophys. Res. V 77. P. 3419-3430. 1972.
- Snyder A.L., Akasofu S.-I. Major auroral substorm features in the dark sector observed by a USAF DMSP satellite// Planet, Space Sci. V 22. P. 1511-1517. 1974.
- Spiro D.J., Relff P.Y., Maker LJ. Precipitating electron energy flux and auroral zone conductances — an empirical model //J. Geophys. Res. V. 87. № 10. P. 8215-8227. 1982.
- Stenbaeck-Nielsen H.C., Hallinan TJ. Pulsating auroras: evidence for noncollisional thermalization of precipitating electrons // J. Geophys. Res. V. 84. P. 3257-3271. 1979,
- Stormer K. The polar aurora. Oxford. Oxford University (Clarendon) Press. 403 p. 1955.

- Tsyganenko N.A. Global quantitative models ofthe geomagnetic field in the magnetosphere for different disturbance levels // Planet. Space Sci. V. 35. P. 1347-1358. 1987.

- Vailance Jones A. Optical measurements of auroras//Auroral Phenomena. Ed. M. Walt. Stanford UP. Stanford Calif. P. 20-38. 1965.
- Vorobjev V.G., Gustafsson G., Starkov G. V., Feldstein Y.L, Shevnina N.F. Dynamics of day and night aurora during substorms // Planet. Space Sci. V. 23. P. 269-27Я 1975.
- Vorobjev V.G., Starkov G. V., Feldstein Y.L The aurora oval during the substorm development // Planet. Space Sci. V. 24. P. 955-965. 1976.
- Vorobjev V.G., Yagodkina O.L, Starkov G.V., Feldstein Y.L A substorm in midnight auroral precipitation // Ann. Geophys. V. 21. P. 2271-2280. 2003.
- Vorobjev V.G., Yagodkina O.I. Empirical model of aurora: precipitation power during substorms // J. Atmos. Solar-Terr. Phys. V. 70. P. 654-662. 2008.

- Whalen J.A. A quantitative description ofthe spatial distribution and dynamics of the energy flux in the continuous aurora // J. Geophys. Res. V 88. P 7155-7169. 1983.
- Westerlund L.H. The auroral electron energy spectrum extended to 45 eV // J. Geophys. Res. V. 74. P. 351-354. 1969.
- Wiens R.H., Vailance Jones A. Studies of auroral hydrogen emissions in west-central Canada. 3. Proton and electron auroral ovals // Can. J. Phys. V. 47. P 1493-1517. 1969.

- Yagodkina O.L, Vorobjev V.G., Leontiev S.V. Pulsating aurora and geomagnetic pulsations in daytime high-latitude region. // Planet. Space Sci. V 38. № 1. P. 149-159. 1990.

- Zelenyi L.M., Kovrazhkin R.A., Bosqued J.-M. Velocity-dispersed ion beams in the nighside auroral zone: AUREOL 3 observations // J. Geophys. Res. V. 95. P. 12119-12139.1990.
- Zverev V.L., Hviuzova T.A. Variations of equatorward boundary of auroral luminosity connected with some types of non-stationary solar wind streams // Proc. XXVI [ Annual Seminar. Kola Science Center. Apatity. P 55-60. 2004.
- Zverev V.L., Feldstein Y.L, Vorobjev V.G. Visual luminosity equatorward of the auroral oval during magnetk storms// Proc. XXXII Annual Seminar. Kola Science Center. Apatity. P. 48-54. 2009.