Солнечно-земная
Физика

    "СиЗиФ"

ПЛАНЕТАРНАЯ ДИНАМИКА АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ ч.4 из 6

Г.В.Старков

опубликовано в сборнике ПГИ "Физика околоземного космического пространства", т.1, Апатиты, 2000"


   8. ДВОЙНОЙ ОВАЛ
   9. ВЛИЯНИЕ Вz КОМПОНЕНТЫ ММП НА АВРОРАЛЬНОЕ СВЕЧЕНИЕ

  12. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
  13. ЛИТЕРАТУРА

8. ДВОЙНОЙ ОВАЛ

В последнее время появилась серия работ, в которых говорится, что в конце активной фазв суббури и во время фазы восстановления максимальная интенсивность свечения наблюдается вблизи приполюсной и экваториальной границ аврорального овала [Elphinstone et al., 1995a, 1995б]. Эта особенность распределения свечения была названа “двойным овалом”.
В [Хорошева, 1961; Фельдштейн, 1963; Feldstein and Starkov, 1967; Bond and Thomas, 1971, и др.] исследовалась динамика границ аврорального овала, который понимался как относительно однородная полоса свечения. Авторы всех этих работ понимали, что это только первое приближение. Сам факт наличия магнитосферных суббурь, одним из наиболее ярких проявлений которых являются авроральные суббури, исследованию которых посвящаются специальные международные конференции, см., например, [Substorms 1, 1992; Third Inter. Conf. on Substorms, 1996], говорит о том, что внутренняя структура овала достаточно сложна.

По сути дела работы [Elphinstone et al., 1994, 1995a, 1995б] посвящены исследованию тонкой структуры свечения внутри аврорального овала. На основе комплексных наблюдений на борту спутника “Викинг” (авроральное свечение, продольные токи, пространственное распределение вторгающихся частиц) было показано, что на поздней стадии суббури на ночной стороне кроме основного аврорального свечения в середине овала наблюдается также отчетливый максимум в приполюсной части. Главный максимум в центральной и экваториальной части овала связан с высыпаниями из центрального плазменного слоя, а более высокоширотное повышение свечения - с граничным плазменным слоем. Если высокоширотная активизация свечения наблюдается тоже внутри аврорального овала, то в ночной овал проектируется как центральный, так и граничный плазменные слои. Пример наблюдения двойного овала приведен на рис.38 [Elphinstone et al., 1995a].

Однако наличие тонкой структуры овала было обнаружено более 20 лет назад в работах [Мишин и др., 1970; Mishin et al., 1970; Мишин и Попов, 1970, 1973]. К сожалению, эти исследования относительно мало известны в связи с тем, что авторы утверждали, что в высоких широтах существуют две квазикруговые зоны свечения и отрицали наличие аврорального овала, хотя это уже было подтверждено как наземными, так и спутниковыми наблюдениями, см. предыдущие разделы. Такое расхождение было связано с неточностями применяемой методики обработки [Старков и др., 1973], но наличие тонкой структуры области свечения в этих работах было показано достаточно уверенно.

На рис.39 приведено распределение вероятности появления полярных сияний по данным камер всего неба якутского сектора Арктики без учета вариаций магнитной активности [Мишин и др, 1970]. В ночные часы видны два основных максимума свечения на геомагнитных широтах 70° и 62.° Эти два максимума соответствуют положениям полюсной и экваториальной границам овала. В субавроральной зоне виден еще один небольшой максимум на F ¢ ~ 57° , который, вероятно, связана с полосой диффузного свечения. В более поздней работе [Гусев, 1980] по данным спутника DMSP было подтверждено, что пространственно-временное распределение сияний на ночной стороне в меридиональном сечении имеет два максимума. Пример такого распределения приведен на рис.40 [Гусев, 1980], причем наиболее отчетливо такое раздвоение овала наблюдается в активную фазу суббури или в начале фазы восстановления. Бизональная структура распределения авроральных форм, что эквивалентно двойному овалу, была использована в [Feldstein, 1991] для схематического представления широтного распределения дискретных форм сияний на разных фазах авроральной суббури. В соответствии с [Elphinstone et al., 1994], структуры, соответствующие высыпаниям типа “перевернутого V”, совпадающие с дискретными формами сияний, наблюдаются рядом с границей изотропии протонов с энергией 40 кеВ, которая совпадает с экваториальной границей аврорального овала [Feldstein and Starkov, 1970; Deehr et al., 1976; Weiss et al., 1992].

Двойной овал есть одно из проявлений авроральной суббури. Стандартная схема ее развития заключается в том, что вспышка сияний в начале активной фазы возникает на экваториальной границе ночного овала, после чего яркая волна свечения быстро распространяется к полюсу. После прохождения волны остается довольно яркое диффузное свечение, но четкие дискретные формы, как правило, исчезают. Наблюдается распространяющаяся к полюсу яркая волна свечения и дискретные дуги на экваториальной стороне овала, который в своей центральной части заполнен диффузным свечением. Подобное распределение свечения существует и в начале фазы восстановления, после чего овал начинает сжиматься. Такая схема развития суббури и создает распределение, которое получило название двойного овала.

На рис.41 приведено распределение дискретных форм поперек аврорального овала на ночной стороне во время активной фазы суббури по данным аскафильмов зональных станций [Зверев и др., 1988]. Распределение имеет два четких максимума на границах овала, причем полюсный заметно выше, и глубокий минимум в середине, который говорит о том, что в этой области обычно наблюдаются обрывки дуг или короткоживущие дуги, которые погружены в диффузное свечение.

Исследование пространственного распределения активных сияний тоже показало наличие раздвоения в ночные часы. По аскаплотам 70 станций северного полушария для периода МГГ было построено распределение вероятности появления сияний с активностью в 3 балла по шкале аскаплот [Stoffregen, 1962] для разных уровней магнитной активности. Эта шкала учитывает яркость сияний, длительность их существования на небе и тип форм, согласно шкале активности, предложенной в [Akasofu, 1965].

На рис.42а приведено распределение активных сияний при спокойных условиях (Кр = 0 и 1). В качестве системы отсчета на рисунке штриховыми линиями показано положение аврорального овала, построенного по методике, предложенной в [Фельдштейн, 1963а], но по данным всех 70 станций. Полученный овал в пределах 1 -2° широты совпадает с овалом Фельдштейна. Наибольшая вероятность появления активных сияний в районе полуночи наблюдается в двух разнесенных зонах. Все распределение смещено на вечернюю сторону. Подобная картина наблюдается и при среднем уровне магнитной активности (Кр = 3), где раздвоение заметно в предполуночные часы, рис.42б. Для сильных возмущений (Кр > 5) вероятность появления активных сияний возрастает и тонкая структура с раздвоением не обнаруживается.

Таким образом, тонкая структура ночной полосы свечения (двойной овал), исследованная вElphinstone et al., 1994, 1995a, 1995б], [была обнаружена еще по данным камер всего неба, полученным в период МГГ. Эта структура распределения свечения внутри овала есть проявление особенностей динамики сияний в процессе развития авроральной суббури.

9. ВЛИЯНИЕ Вz КОМПОНЕНТЫ ММП НА АВРОРАЛЬНОЕ СВЕЧЕНИЕ.

Выше было рассмотрено влияние на размеры и форму овалов различных геофизических процессов, из которых главную роль играют магнитные возмущения. Но первопричиной всех высокоширотных процессов является солнечный ветер. Это поток заряженных частиц, испускаемых Солнцем, который создает магнитосферу Земли, вызывает магнитные бури и полярные сияния [Parker, 1958; Паркер, 1965; Сергеев и Цыганенко, 1980; Коваленко, 1983].

Солнечная корона является видимым проявлением этих потоков. Так как Солнце обладает магнитным полем, то эти потоки, при условии “вмороженности”, выносят это поле в межпланетное пространство. Вмороженность магнитного поля определяется магнитным числом Рейнольдса, которое равно отношению времени диффузии силовой линии магнитного поля на какое-то расстояние к времени переноса этой линии на такое же расстояние за счет направленного движения. В солнечной короне магнитное число Рейнольдса равно ~ 10 и, конечно, магнитное поле будет вмороженным. Следовательно, вытекающая плазма будет увлекать магнитное поле Солнца, формируя межпланетное магнитное поле (ММП).

Детально форма ММП при стационарном расширении солнечной короны в предположении, что основания силовых линий прикреплены к вращающемуся Солнцу, была рассмотрена в [Parker, 1958; Паркер, 1965]. Силовые линии ММП будут иметь вид спирали Архимеда, как результирующей вращения их основания вместе с Солнцем и радиального увлечения плазмой за счет вмороженности. Два примера структуры межпланетного поля, из которых отчетливо видна спиральная структура, приведены на рис.43 [Коваленко, 1983]. Линейная скорость вращения Солнца как твердого тела равна ~ 430 км/с, отсюда, если скорость солнечного ветра такой же величины, а это соответствует средним экспериментальным данным, то силовые линии межпланетного магнитного поля вблизи орбиты Земли должны составлять с радиусом- вектором угол, равный ± 45° , см. рис.43.

Основное влияние на интенсивность протекания геофизических возмущений играет вертикальная составляющая ММП. При Bz < 0 направление ММП в лобовой точке магнитосферы противоположно направлению земного магнитного поля. В результате происходит пересоединение магнитных полей, эрозия дневной магнитосферы и переброска части магнитных силовых линий в хвост. Это приводит к сжатию дневной магнитосферы и переносу в плазменный слой магнитного потока. Энергия, запасенная в хвосте магнитосферы, высвобождается во время активной фазы суббури, см. например [Substorms 1, 1992; Third Inter. Conf. on Substorms, 1996].

Изменение параметров солнечного ветра в первую очередь влияет на дневную магнитосферу и связанную с ней дневную часть аврорального овала. Тесная связь поведения дневных сияний с Bz-компонентой ММП была исследована в [Vorobjev et al., 1976; Horwitz and Akasofu, 1977]. Было показано, что уменьшение Bz сопровождается смещением экваториальной границы овала в более низкие широты. Детальное статистическое исследование связи положения границ овала в дневном секторе с величиной и направлением Bz-компоненты ММП было проведено в [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Использовались аскафильмы станций Челюскин (F ¢ = 7 1 . 3 ° ), Хейс (F ¢ = 7 4 . 5 ° ) и Мирный (F ¢ = - 7 6 . 6 ° ) и среднечасовые данные о межпланетном магнитном поле по [King,1977] с 1968 по 1974 гг. Среднечасовые значения положения полюсной и экваториальной границ овала сопоставлялись со среднечасовыми значениями Bz ММП. Результаты приведены на рис.44. Положение сияний исследовались в интервале 09-15 MLT для удобства сопоставления с данными [Burch, 1975], где использовался такой же временной интервал.

Положение сияний в северном и южном полушарии практически совпадают. Сравнение с данными [Burch, 1975], которые приведены на том же рисунке, показало, что дневные сияния располагаются на экваториальной стороне широкой области мягких высыпаний, причем в пределах ошибки определения границ полоса сияний смещается в более низкие широты при уменьшении Bz синхронно с экваториальной границей диффузных высыпаний. Этот результат был подтвержден в [Воробьев и Турянский., 1983; Воробьев и др., 1988], где по данным сканирующих фотометров и камеры всего неба было показано, что на дневной стороне наблюдается широкая полоса красного свечения, вызванная вторжением мягких электронов, в экваториальной части которой располагаются дискретные формы овала с пеобладанием свечения эмиссии l 557.7 нм.

В вечерние и предполуденные часы по данным северного полушария полоса свечения тоже смещается к экватору при уменьшении Bz, причем при бльших отрицательных Bz наблюдается некоторое расширение овала [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Все границы достаточно хорошо аппроксимируются квадратичным полиномом от Bz, причем коэффициент при Bz всегда отрицательный, то есть при больших положительных Bz должен наблюдаться сдвиг овала к экватору с ростом Bz, правда, этот сдвиг начинается только при Bz > 20 нТл.

Ситуация при Bz > 0 соответствует спокойным магнитным условиям, но и здесь не все ясно. Согласно [Akasofu et al., 1973], суббури могут возникать и при Bz > 0 , различие от ситуации с Bz < 0 наблюдается только количественное. Суббури при положительных значениях Bz кратковременны и протекают внутри сжатого овала.

В связи с этим было исследовано изменение границ овала в ночном секторе при Вz > 0 [Зверев и др., 1977]. Положение границ овала определялось по аскафильмам станций Мирный (F ¢ = - 7 6 . 6 ° ), Челюскин (F ¢ = 7 1 . 3 ° ) и Диксон (F ¢ = 6 8 . 0 ° ) за 1965-1967 годы. Данные о ММП получены по наблюдениям спутников “Эксплорер-28” и “Эксплорер-33” в солнечно-магнитосферной системе координат. Значения ММП по спутнику “Эксплорер-28” осреднялись за 5.5 минут, а по “Эксплорер-33” - за 10 минут.

При северной ориентации ММП полярные сияния представляют собой относительно слабые короткоживущие дуги или полосы. Одновременно наблюдается фоновое свечение, занимающее ограниченный интервал широт. Лучистые формы обычно малоподвижны. Не наблюдается явно выраженное преимущественное направление движение дискретных форм сияний. Существует общее смещение полосы свечения к экватору при приближении к полуночи, связанное с суточным дрейфом овала [Зверев и др., 1977].

Положение овала сияний при Bz > 0 в вечерние, ночные и утренние часы приведено на рис.45 (заштрихованная область). Положение границ области свечения в 14-17 MLT получено по аскафильмам станции Мирный. Для интервала 17-21 MLT использовались материалы всех трех станций, а для остальных часов по данным Челюскина и Диксона. При определении среднего положения границ для каждого часа местного геомагнитного времени вводился весовой множитель, равный вероятности появления сияний на данной станции в данный момент MLT. Этот множитель учитывал достоверность определения границ по данным конкретной станции и существенно менялся с местным временем. Так для Мирного вероятность появления сияний овала меняется от 0.9 в 15 MLT до 0.2 в 21 MLT, что обусловлено смещением полосы свечения к экватору. После 21 MLT сияния в Мирном при Bz > 0 практически отсутствуют. Для Челюскина и Диксона наблюдается обратная закономерность, то есть вероятность появления растет по мере приближения к местной полуночи, а после 22

MLT сияния на этих станциях наблюдаются постоянно. В интервале 21-06 MLT полюсная граница овала определялась, в основном, по данным Челюскина, а экваториальная - по аскафильмам Диксона. Таким образом, введение весового множителя при определении границ увеличивает вес данных той станции, которая располагается ближе к овалу сияний.

Для сравнения на рис.45 нанесены полюсная и экваториальная границы овала для Q-индексов 0 и 1, согласно [Feldstein and Starkov, 1967]. Полоса сияний при положительных значениях Вz в пределах точности совпадает со среднестатистическим овалом при Q = 0. Ширина полосы свечения не превышает 2° широты. Не наблюдается расширения в утренние часы, как это имеет место при спокойных или слабо-возбужденных магнитных условиях. Уже при Q = 1 овал сияний существенно шире, чем полоса свечения при Вz > 0 и смещен к экватору относительно этой полосы.

Таким образом, при Bz > 0 положение овала сияний соответствует спокойным условиям ( Q = 0 или [AL] < 10 нТл). Однако более детальное исследование показало, что при Bz > 0 наблюдается некоторая зависимость положения овала сияний от величины Bz.

На рис.46 приведены три конкретных случая динамики полярных сияний по данным станции Мирный при положительных значениях Bz ММП. 4 июля 1965 г. при небольших положительных значениях Bz короткоживущие однородные формы полярных сияний располагаются на F ¢ = 7 7 - 7 8 ° (рис.46а). 31 июля 1965 г. значение Bz-компоненты достигает 4 нТл и сияния наблюдаются экваториальнее и занимают полосу шириной 2° на F ¢ ~ 7 6 - 7 8 ° (рис.46б). В этот день положительное значение Bz наблюдалось довольно длительное время. 21 июля 1966 г. величина Bz доходит до +7 нТл и сияния сместились к экватору до F ¢ ~ 7 4 - 7 6 ° , то есть наблюдается тенденция сдвига сияний к экватору при увеличении Bz. Как видно из рисунка, все сияния при положительных значениях Вz малоподвижны.

Из приведенных примеров следует, что наблюдается некоторый сдвиг области свечения к экватору при увеличении положительных значений Bz. Заметный рост магнитной активности с увеличением положительных Bz выявляется при статистическом сопоставлении Bz с индексами магнитной активности. Общий массив данных составлял около 9000 точек. На рис.47 приведена зависимость Кр-индекса и Dst от Bz по данным спутника IMP-8 за 1986 год. Данные по солнечному ветру взяты из NSSDC CD-ROM. Проводилось осреднение значений Кр и Dst для разных значений Bz. Число точек при осреднении сильно различалось, основная масса данных оказывалась в интервале +1 < Bz < -2 нТл, куда иногда попадало больше половины точек. Поэтому вывод закономерности из всего массива данных зачастую приводил к тому, что характер зависимости в интервале значений +1 < Bz < -2 нТл распространяется на весь массив. Примененная методика давала одинаковый вес всем интервалам, но при этом осреднение проводилось только тогда, когда число точек n было больше 100 и относительная ошибка не превышала 50%. Чтобы выполнить условие n > 100 иногда приходилось расширять интервал значений Bz. Из рис.47 видно, что решающую роль на магнитную активность играет рост [Bz] при Bz < 0. Однако увеличение [Bz] при положительных значениях тоже приводит к заметному повышению магнитной активности, хотя и не к такому резкому, как при Bz < 0.

Согласно многочисленным исследованиям [Фельдштейн и др., 1972; McPherron et al., 1973; Rostoker and Falthammer, 1976; Rostoker et al, 1980], суббуря начинается после поворота Bz к югу. Это приводит к смещению сияний на ночной стороне к экватору при относительно спокойных магнитных условиях [Старков и Фельдштейн, 1971]. Через определенный промежуток времени (длительность предварительной фазы) сияния достигают наиболее экваториального положения, после чего наблюдается резкое повышения яркости сияний с быстрым распространением волны свечения к полюсу (активная фаза суббури).

Пример сопоставления вариаций Bz и положения сияний во время авроральной суббури 24 ноября 1965 г. по данным ст. Диксон приведены на рис.48. Вариации Bz получены по данным спутника “Эксплорер-28”, координаты которого в 12 UT были Xe=24.9 Re и Ye=-25.9 Re. С 12.00 до 15.30 UT вертикальная составляющая ММП достигала больших положительных значений с резкими бросками к нулю. Магнитное поле на Земле было спокойным. В связи с вращением Земли под овалом полярные сияния в виде слабой полосы диффузного свечения медленно смещалась к экватору. Смена знака Bz произошла приблизительно в 17.30 UT. Сразу после этого момента появились дискретные формы сияний одновременно наблюдается относительно быстрое смещение дискретных форм к экватору, соответствующее предварительной фазе суббури. Активная фаза суббури начинается в 18.45 UT резким броском сияний к полюсу с F ¢ ~ 6 6 . 5 ° при величине Bz ~ 2 нТл. Кроме броска сияний к полюсу активная фаза сопровождается расширением области свечения как к полюсу, так и к экватору за пределы видимости камеры всего неба [Зверев и др., 1981].

По аскафильмам станций Диксон, Челюскин и Мирный были исследованы 24 суббури и показано, что широта, с которой начинается бросок сияний к полюсу, зависит от величины Bz в тот же момент времени. Сияния в конце предварительной фазы располагаются тем экваториальнее, чем больше величина отрицательной Bz-компоненты.

Положение сияний перед их броском к полюсу должно определяться ситуацией в ММП во время предварительной фазы, когда происходит накопление энергии, которая потом выделяется в полярную ионосферу во время активной фазы. В связи с этим в[Зверев и др., 1981; Zverev et al., 1979] было исследовано влияние величины Bz ММП как на широту, с которой начинается бросок сияний к полюсу, так и на предельную широту, до которой доходят сияния в максимуме активной фазы, то есть в данном исследовании изучены вариации положения экваториальной и предельной полюсной границ аврорального овала в зависимости от величины Bz. Исследовалась связь положения дуги полярного сияния в момент То (начало броска сияний к полюсу) от минимальных значений вертикальной компоненты Вz в промежуток времени после перехода Bz от положительных значений к отрицательным, но не более, чем в двухчасовом интервале до начала активной фазы. Эта зависимость показана на рис.49 (нижняя кривая), вертикальными линиями дана средняя квадратичная ошибка. Чем больше величина отрицательной Bz во время предварительной фазы, тем на более низкие широты смещаются дискретные формы сияний.

Величина Bz влияет и на предльную широту, которую достигают полуночные сияния в максмуме активной фазы, см. рис.49, верхняя кривая. Для слабых и средних суббурь она определялась по аскафильмам ст. Диксон и Челюскин, для интенсивных - по аскафильмам ст. Мирный. При -2 нТл £ Bz £ 1 нТл движение сияний к полюсу в начале активной фазы происходит с F ~ 6 9 - 7 0 ° и полярные сияния в максимуме суббури доходят до F ¢ ~ 7 3 - 7 4 ° . С ростом отрицательных значений Bz происходит уменьшение F при одновременном резком увеличении предельной широты. Надо отметить, что приведенные на рис.49 данные отражают в первую очередь величину броска сияний к полюсу в зависимости от Bz, а не действительную ширину овала сияний в максимуме суббури, так как здесь не учтено движение экваториальной границы овала в более низкие широты в процессе развития активной фазы.

Кроме ММП на положение сияний оказывает влияние и скорость солнечного ветра, которое подобно влиянию Bz. Увеличение скорости солнечного ветра (V), как и рост [Bz], приводит к росту магнитной активности [Garrett et al., 1974; Дмитриева и др., 1979; Пудовкин и др., 1980; Murayama et al., 1980], и, следовательно, должно сказываться на положении и размерах зоны свечения. Однако, сходство влияния Bz и V создает определенные трудности, так как необходимо разделить влияние этих двух параметров солнечного ветра. В [Воробьев и Зверев, 1982] с этой целью были использованы данные спутника DMSP по свечению, которые сопоставлялись с Bz и V. Вначале была определена зависимость положения экваториальной границы от величины Bz и потом для разных величин скорости солнечного ветра определялось отклонение широты от того значения, которое она должна была бы принять при данном Bz. Было получено, что при малых и средних скоростях солнечного ветра (300-500 м/c) сияния располагаются на 1 - 2° выше, чем они должны были бы находиться при данном Bz. При V ³ 600 м/с сияния наблюдаются уже в более низких широтах, причем эта разность при V= 800 м/с достигает 4° широты.

Как было показано выше [Зверев и др., 1977], ситуация при Bz > 0 cоответствует спокойным условиям, для которых положение овала сияний известно и мало меняется. Поэтому в [Воробьев и Зверев] была исследована зависимость положения полосы свечения в ночные часы от скорости солнечного ветра при Bz > 0, см. рис.50. При малых скоростях солнечного ветра овал в ночные часы узкий и его ширина соответствует данным [Feldstein and Starkov, 1967] для спокойных условий. Однако с увеличением скорости ширина его начинает увеличиваться достигая при V=700 м/с шести градусов широты. Это расширение идет за счет смещения на более низкие широты экваториальной границы, в то время как полюсный край полосы свечения в пределах ошибки измерения остается на той же широте.


назад вперед оглавление литература
  
   другие обзоры
Для связи:
lll@srd.sinp.msu.ru
пароль: "сизиф почти не виден"