ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2009, том 49, № 6, с. 736-745
УДК 550.338.1
ДНЕВНЫЕ СИЯНИЯ В ПЕРИОД НЕОБЫЧНО БОЛЬШИХ ПОЛОЖИТЕЛЬНЫХ ЗНАЧЕНИЙ Bz КОМПОНЕНТЫ ММП
© 2009 г. В. Г. Воробьев, О. И. Ягодкина
Учреждение РАН Полярный геофизический институт КНЦ РАН, Апатиты (Мурманская обл.)
e-mail: vorobjev@pgia.ru Поступила в редакцию 20.04.2009 г.
После доработки 16.06.2009 г.
По результатам оптических наблюдений на о. Хейса исследованы характеристики дневных сияний в период больших (16—24 нТл) положительных значений Bz компоненты ММП, наблюдаемых 14 января 1988 г. в период взаимодействия магнитосферы Земли с телом межпланетного облака. Широкая полоса диффузного красного свечения интенсивностью 1—2 kR наблюдалась в течение 6 ч в интервале 10.30 — 16.30 MLT на широтах выше 75° CGL. Внутри полосы непрерывно регистрировались лучистые дуги сияний, яркость которых в эмиссии 557.7 нм резко увеличилась до 3—7 kR в послеполуденном секторе сразу же после смены полярности By компоненты ММП с положительной на отрицательную. Яркие дуги сияний регистрировались на экваториальном крае красного свечения. Обнаружено, что с ростом динамического давления солнечного ветра увеличивается интенсивность красного свечения, а положение его экваториальной границы смещается в более низкие широты. Однако прямой пропорциональной зависимости между изменениями характеристик сияний и вариациями динамического давления не обнаружено. Сделан вывод, что источник ярких дискретных форм сияния располагается в области низкоширотного граничного слоя (LLBL) на замкнутых силовых линиях геомагнитного поля. Толщина LLBL оценена в ~3 Re. Сделан вывод, что интенсивность полосы дневного красного свечения определяется плотностью плазмы солнечного ветра, в то время как положение ее экваториальной границы обусловлено величиной и вариациями динамического давления.
PACS: 94.20.Ac
1. ВВЕДЕНИЕ
Хорошо известно, что вариации параметров межпланетного магнитного поля (ММП) являются основным источником регистрируемых на Земле геомагнитных возмущений. Однако последние исследования показали, что, наряду с ММП, динамическое давление солнечного ветра также оказывает существенное влияние на внут-римагнитосферные процессы. Рост динамического давления в возмущенных геомагнитных условиях сопровождается увеличением геоэффективности солнечного ветра, которая проявляется усилением магнитных возмущений, интенсификацией сияний на приполюсной кромке и внутри аврорального овала, ростом высыпаний авроральных частиц и другими геофизическими явлениями [Lyons, 2000; Lee et al., 2004; Boudouri-dis et al., 2005; Воробьев и Ягодкина, 2006 и др.].
Дневные полярные сияния наиболее чувствительны к процессам, происходящим в солнечном ветре. Однако, несмотря на то, что интенсивные исследования дневных сияний были начаты еще в 70-е годы прошлого столетия [Старков и Фельд-штейн, 1971; Akasofu, 1972; Vorobjev et al., 1975, 1976], до настоящего времени не существует единой точки зрения на проблемы местонахождения области их источника, взаимосвязи дневных высыпаний с различными параметрами межпланет-
ной среды и, соответственно, отсутствует четкое понимание механизмов генерации различных форм дневных сияний. Существует целый ряд работ, указывающих на возможность генерации дискретных форм дневных сияний внутри магнитосферы на замкнутых силовых линиях геомагнитного поля, например, [Lundin et al., 1984, 1985; Kan et al., 1996; Lyatsky and Sibeck, 1997]. Однако традиционной все же является точка зрения, что дневные сияния обусловлены высыпанием частиц из переходного слоя, например, [Sandholt etal., 1996, 2002].
Предполагается, что эти частицы проникают на высоты ионосферы в результате магнитного пересоединения. При этом рассматриваются две основные модели, примерно соответствующие южной и северной ориентации Bz компоненты ММП. При южной ориентации ММП пересоединение происходит по типу Dungey [1961] в лобовой части дневной магнитосферы и может рассматриваться как низкоширотное. Соответственно и сияния, связанные с этим типом пересоединения, можно отнести к низкоширотной ветви или к сияниям типа 1 по терминологии [Sandholt et al., 1996]. При северной ориентации ММП магнитное пересоединение происходит в приполюсной части каспа с силовыми линиями, вытянутыми в антисолнечном направлении и составляющими
доли магнитного хвоста магнитосферы, так называемое "lobe reconnection". Сияния, связанные с этим типом пересоединения, будут наблюдаться в более высоких широтах и отнесены в работе [Sandholt et al., 1996] к дневным сияниям типа 2.
Целью настоящей работы является изучение характеристик дневных сияний в период регистрации необычно больших (16—24 нТл) положительных значений Bz компоненты ММП. Такая ситуация наблюдалась в период взаимодействия магнитосферы Земли с межпланетным магнитным облаком. Так как в самом теле магнитного облака компоненты магнитного поля меняются достаточно плавно и относительно медленно, это дает возможность исследовать влияние динамического давления солнечного ветра на поведение сияний в период экстремально магнитоспокой-ных условий.
2. ОСОБЕННОСТИ ИССЛЕДУЕМОГО ПЕРИОДА НАБЛЮДЕНИЙ
Оптические наблюдения, выполненные 13—14 января 1988 г. на обсерватории о. Хейса (HIS, Ф' = = 75.0°; MLT = UT + 4.6), использованы для изучения поведения сияний в период взаимодействия магнитосферы Земли с межпланетным магнитным облаком. Начало такого взаимодействия было зарегистрировано на земной поверхности как SC в 23.30 UT 13 января 1988 г. Сияния в спокойный период до прихода магнитного облака и сразу же после SC были изучены в работе [Воробьев и др., 2008]. В этой же работе представлены некоторые характеристики меридионального сканирующего фотометра (MSP) и фотографической камеры всего неба, наблюдения которых использованы и в настоящем исследовании. Здесь же только отметим, что сканирующий фотометр имел угол зрения 0.5° и регистрировал свечение основных авро-ральных эмиссий (427. 8 нм, 557.7 нм и 630.0 нм) вдоль геомагнитного меридиана по стандартной программе 1 скан/мин. Время сканирования небосвода — 6 с.
В интервале времени от SC в 23.30 UT 13 января до ~06.00 UT 14 января 1988 г. магнитосфера взаимодействовала с переходным слоем и граничным слоем магнитного облака. Этот период характеризуется серией геомагнитных возмущений интенсивностью в AL индексе до —500 нТл. На о. Хейса в интервале 02.00—06.00 UT по всему небу наблюдалось диффузное свечение, отдельные лучи и фрагменты лучистых дуг сияний. После ~06.00 UT магнитосфера Земли начала взаимодействовать с самим телом магнитного облака. В это время к северу от зенита обсерватория, располагающаяся примерно на меридиане 10.30 MLT, начала регистрировать полосу дневного красного свечения к северу от зенита станции. Полоса красного свечения непрерывно регистрировалась в тече-
ние более шести часов. За этот период времени обсерватория HIS сместилась от ~ 10.30 MLT на меридиан ~16.30 MLT. В настоящей работе изложены результаты исследования полярных сияний в этом диапазоне MLT, который для HIS по мировому времени соответствует 06.00—12.00 UT Местный геомагнитный полдень на о. Хейса в ~07.30 UT местный географический полдень и, соответственно, максимальная солнечная подсветка у южного горизонта около 08.00 UT
3. ХАРАКТЕРИСТИКИ МЕЖПЛАНЕТНОЙ СРЕДЫ И ПОЛЯРНЫЕ СИЯНИЯ
Характеристики межпланетной среды по данным спутника IMP-8 взяты на страницах CDAWeb (http://cdaweb.gsfc.nasa.gov). Координаты спутника менялись незначительно и в середине рассматриваемого временного интервала составляли: Xgsm ~ 11 Re, Ygsm ~ -28 Re, ZGSM ~ 13 Re. При таком положении спутника временная разница между сигналом на спутнике и его приходам к подсолнечной магнитопаузе может составлять только ± несколько минут. На рис. 1 сверху вниз показаны вариации Bz, By и Bx компонент ММП, скорость (V) и плотность (N) солнечного ветра. Как видно из рисунка, Bz компонента была положительной и медленно менялась в диапазоне 1624 нТл, By компонента также изменялась плавно, но была положительной до ~08.30 UT, после чего изменила свою полярность на отрицательную. Bx компонента была положительной и слабо менялась в течение всего рассматриваемого интервала. Скорость солнечного ветра плавно уменьшалась от ~700 до ~650 км/с. Плотность плазмы солнечного ветра испытывала более существенные вариации, которые, главным образом, и определяли вариации динамического давления (P) в рассматриваемом событии.
Уровень магнитной активности в авроральной зоне был низкий. Величина AL индекса в интервале ~06.00-07.30 UT составляла примерно -100 нТл, а затем плавно варьировалась в диапазоне -20^ -40 нТл. Таким образом, судя по характеристикам межпланетной среды и уровню геомагнитной активности, только вариации плотности и соответственно динамического давления солнечного ветра могли бы оказать заметное влияние на характеристики полярных сияний в дневном секторе.
На рис. 2а представлены данные MSP в эмиссии (OI) 630.0 нм. Радиационное время жизни состояния O(1D), из которого излучается эта эмиссия, составляет примерно 110 с, поэтому интенсивность красной линии и пространственное положение области её свечения изменяются достаточно плавно. В этой связи на рис. 2а представлены только 5 мин сканограммы (т.е. регистрации свечения в 06.00 UT, 06.05 UT, 06.10 UT и т.д.). Мировое время измерений отложено на вер-
Bz, нТл 24
20 16
12
By, нТл 15
-15
-30 Bx, нТл 15
10
V, км/с 800
700
600 N, см 10
-3
12
UT
Рис. 1. Сверху вниз показаны: вариации Вг, Ву и Вх компонент ММП, скорость (V) и плотность (Л) солнечного ветра.
тикальной шкале. Горизонтальная шкала показывает углы, на которых производилась регистрация интенсивности свечения (ф). Нумерация углов идет с юга на север. Как видно из рисунка, полоса красного свечения наблюдалась во всем рассматриваемом интервале UT к северу от зенита обсерватории с некоторыми вариациями в положении и интенсивности. По данным фотографической и телевизионной камер всего неба лучистые дуги сияний разной интенсивности непрерывно наблюдались в северной части небосвода.
На рис. 3 жирной кривой по
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.