ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2007, том 47, № 5, с. 579-583
УДК 550.385.46
СВЯЗЬ ГЕОМАГНИТНЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ С ДИНАМИКОЙ МАГНИТОСФЕРЫ И ПАРАМЕТРАМИ МЕЖПЛАНЕТНОЙ СРЕДЫ
© 2007 г. О. В. Хорошева
Научно-исследовательский институт ядерной физики Московского государственного университета, Москва e-mail: xx13@bk.ru Поступила в редакцию 24.01.2007 г.
Обобщаются результаты исследований зависимости сдвига к Земле магнитосферных границ от мощности магнитных бурь. Обсуждается эффект насыщения магнитосферы, резкое замедление сдвига границ при росте мощности кольцевого тока выше некоего критического уровня. Обсуждается геоэффективность параметров солнечного ветра.
PACS: 94.30.Ms; 96.50.Bh
1. ВВЕДЕНИЕ
Регистрация серии сильных магнитных бурь за последние годы привлекла повышенное внимание к процессам, приводящим к существенному изменению конфигурации магнитосферы, динамики границ магнитосферных доменов. Представляет интерес вернуться к результатам, полученным в этом направлении в прошлые годы, сопоставить их с последними данными. Первая часть данной работы является обобщением работ автора по исследованию движения к Земле границ сияний, электроструй, высыпаний частиц и плазмопаузы во время магнитных бурь и критическому анализу существующих представлений. Вторая часть отражает опыт автора по сопоставлению индексов магнитной активности и параметров межпланетной среды и может быть полезна при решении практических проблем космической погоды.
2. РЕЗУЛЬТАТЫ АНАЛИЗА Эффект насыщения. На рис. 1 приведена зави-
Zmin
у a, определяющего минимальную за бурю широту появления полярных сияний (aurora, высота над поверхностью Земли h ~ ~ 100 км) и связанных с ними ионосферных электроструй (кривая 2) от величины Dst-шриации, характеризующей мощность магнитосферного кольцевого тока. Кривая (i) представляет среднее за бурю положение электроструи. Полярные сияния и электроструи связаны с поясом мягких электронов (энергия Ee - единицы, первый десяток кэВ) и, следовательно, их перемещение характеризует динамику этого пояса. Здесь же приведен график (3), отражающий движение плазмопаузы как по прямым измерениям плазмы на
спутниках, так и по наблюдениям красного свечения («ОД^-дуг, И > 200 км) на спутниках и на земной поверхности. Этот результат, полученный по результатам анализа большого числа экспериментальных данных, был опубликован более 20 лет тому назад [Хорошева, 1986; 1986а; 1987].
L
w <
е <
Ф,град 70
65
60
50 40
-200 -400 Dst
-600 нТл
Рис. 1. Зависимость среднего за бурю: 1 - положения авроральных электроструй, 2 - минимальной широ-
,mm „ „ ,
ты (Lja ) полярных сияний и электроструй, 3 - плазмопаузы от величины максимального значения Dst; штриховая линия - положение максимума пояса электронов с энергией Ee > 1 МэВ [Коврыгина, Тверская, 1978], треугольник - положение полярных сияний и электроструи 29.10.2003 г. по данным [Панасюк и др., 2004], звездочка - положение электроструи 13.03.1989 г. [Tverskaya, 1986]; a, j иpp - предельные положения сияний, электроструй и плазмопаузы, к -критическое значение Dst, Ф' - исправленная геомагнитная широта.
9
7
5
3
1
0
Кр ~ 3.5 ~ 7.5
Dst, нТл
Рис. 2. Зависимость величины и Ф' от Dst [Хоро-
шева, 1987], положение электроструи 13.03.1989 г.
[Туегекауа, 1986] показано звездочкой.
Как видно из рис. 1, с ростом магнитной активности положение рассматриваемых образований смещается на меньшие ¿-оболочки, т.е. увеличивается их смещение вглубь. Однако по мере перемещения это продвижение все более затрудняется. Так, например, для смещения оболочки, соответствующей полярным сияниям и электроструям, на АЬ ~ 1 требуется:
L 7 —► 6 6 —► 5 5 —► 4 4 —► 3
Dst, нТл -(0 —- 20) -(20 —► -(50 —► -(100 —► —► 50) —► 100) —► 220)
АDst, нТл 20 30 50 120
При достижении некоторой критической величины возмущения (Dstk —250 нТл) кривые уплощаются, т.е. происходит насыщение магнитосферы, и дальнейшее продвижение вглубь прекращается. Для полярных сияний и электроструй это предельная широта Ф ~ 52° (Ь ~ 2.7), для плазмо-паузы Ф ~ 40° (Ь ~ 1.7). Ионосферный провал ведет себя подобным образом и, по-видимому, представляет собой место пересечения пояса мягких электронов и плазмосферы [Хорошева, 1987].
На рис. 2 зависимость, показанная на рис. 1, приведена в логарифмической шкале. Видно, что в этой системе координат зависимость L(Dst) в диапазоне Dst от -60 до -250 нТл является линейной и может быть представлена функцией Dst ~ ~ а/Ь27. А далее наступает насыщение, когда прекращается продвижение вглубь, о котором упоминалось выше при обсуждении рис. 1. Здесь уместно рассмотреть результат работ [Коврыги-на и Тверская, 1978; Тверская, 1986; Туегекауа, 1986], где исследовалась динамика пояса электронов с Ее > 1 МэВ. Рис. 3 взят из работы [Тверская, 1986], а рис. 2 построен подобным же образом, и
|Dst|max, НТЛ
Рис. 3. Зависимость положения максимума электронов с энергией Е > 1 МэВ от Dst из работы [Тверская, 1986], график дополнен двумя точками: (1) из работы [Коврыгина и Тверская, 1978], и (2) из работы Туег-skaya, 1986], звездочка - положение электроструи 13.03.1989 г. [Туегекауа, 1986], штриховая линия - наша аппроксимация.
поэтому полученные результаты легко сопоставимы.
В линейных шкалах (рис. 1) поведение электронов с Ее > 1 МэВ (штриховая линия), полярных сияний и электроструй (кривая 1) практически точно повторяют друг друга. Это отмечается и в работе [Тверская, 1986], а в работе [Туегекауа, 1996] на графиках даже рассматривается положение электроструи во время мощной бури 13.03.1989 г. (звездочка на рис. 1, 2 и 3). Следовательно, и в логарифмическом масштабе их поведение должно быть подобным. Однако результаты рис. 3 автором [Тверская, 1986; Туегекауа, 1986] интерпретируются как степенная зависимость во всем диапазоне Dst (Dst ~ в/Ь4). Это значит, что игнорируется факт уплощения зависимости L(Dst), т.е. отвергается эффект насыщения магнитосферы при достижении ее возмущенности значения Dst —250 нТл.
Однако, если на рис. 3 добавить звездочку, относящуюся к мощнейшей буре 13.03.1989 г. [Туег-вкауа, 1986] и восстановить экспериментальную точку при Dst ~ -30 нТл (черный квадрат), которая была в самой ранней работе этой серии [Коврыгина, Тверская, 1978], а затем исключена во всех последующих публикациях, то форма обсуждаемой зависимости может быть представлена штриховой линией, на которой, как на рис. 2, видно уплощение кривой при возмущениях, превышающих Dst —250 нТл (заметим, что для наглядности масштаб по оси ординат рис. 3 увеличен вдвое по сравнению с оригиналом). Таким образом, видно, что и здесь имеет место эффект насыщения, и глубина проникновения максимума электронов с Ее > 1 МэВ также имеет предельное
значение (Ь™") на Ь ~ 2.7. При этом линейный
участок на графике рис. 3 пойдет несколько круче, и зависимость станет не 1/Ь4, а 1/Ь3, что близко
к значению 1/Ь2-7, полученному для Ь™а на рис. 2 [Хорошева, 1987].
В качестве аргумента против модели насыщения казалось бы можно привести наблюдения красного свечения, которое появляется вплоть до Ф = 40° (Ь < 2). Однако это свечение представляет совершенно другое явление - «А^-дуги, развивающиеся совсем в другой области магнитосферы, а именно, на плазмопаузе [Хорошева, 1986а; 1987]. Кроме того, чтобы по линейной зависимости сияние дошло до Ь = 2 потребуется магнитная буря мощностью Dst больше 1000 нТл. Это, по-видимому, нереально, поскольку предельная величина наблюдаемого Dst-индекса не превышала -600 нТл. Вероятность появления такой бури ничтожно мала (рис. 4), тогда как красное свечение («А^-дуги) наблюдается довольно часто.
Обсуждая динамику магнитосферы, стоит упомянуть работы [Дронов и др., 1985; Федякина и Хорошева, 1989], в которых показано, что максимум пояса высыпающихся электронов с Ее > 30 кэВ с ростом Dst-вариации также смещается в глубь магнитосферы. Ширина пояса сильно увеличивается, и во время суббурь его внутренняя граница может достигать Ь-оболочек, соответствующих положению плазмопаузы. В моменты столкновения горячей и холодной плазмы наблюдаются всплески ОНЧ-излучений (/~ 0.5-10 кГц), которые во время геомагнитных бурь сливаются в непрерывную шумовую бурю, так как магнито-сферные суббури следуют друг за другом.
Точность геомагнитных индексов. Индексы Аи, АЬ, АЕ характеризуют интенсивность авроральных ионосферных электроструй, т.е. мощность суббурь. Они строятся по ^-компоненте магнитограмм станций, расположенных в поясе геомагнитных широт 65-70°. Однако уже при Dst —60 нТл электроструи "уходят" из этого пояса (рис. 1), и величина индексов сильно занижается [Хорошева, 1986]. Повысить же точность можно двумя путями: либо расширить этот пояс широт, либо на уже выбранных станциях использовать не только Н-, но и 2-компоненту магнитограмм, так как от удаленного от станции тока все возмущение будет проявляться именно в 2-компоненте, а Н-компонента останется невозмущенной.
Кр-индекс в этом отношении более надежен, так как при его построении используется пояс геомагнитных широт до ~(50-70°). Однако временное разрешение (индекс 3-х часовой) не позволяет использовать его для исследования суббурь, средняя продолжительность которых ~2 ч и меньше. Dst-индекс также не может дать точность, превышающую несколько десятков нТл, поскольку в магнитные наблюдения на приэкваториальных обсерваториях, по данным которых
Р
10°-
I-•
10-1 -
10-2 -
10-3 -
о
ж
10-4-1-1
-10 -100 -1000
Dst, нТл
Рис. 4. Вероятность наблюдения (Р) различных уровней возмущенности магнитосферы по Dst [Хорошева, 1987], кружок - буря 20.11.2003 г., звездочка - буря 13.03.1989 г.
он строится, большой вклад (до ~100 нТл) могут вносить токи растекания от авроральных электроструй, а при сильных возмущениях магнитосферы и их прямой вклад, когда электроструи "уходят" на очень низкие широты [Тверская, Хорошева, 1983].
Связь между мощностью кольцевого тока и ионосферных электроструй. В работах [Хорошева, 1986; 1987] показано, что эта связь линейная. На рис. 5 приведен график зависимости Кр от Dst в логарифмическом масштабе. Этот график может оказаться полезным для качественного ср
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.