УДК 550.338.1
ОСОБЕННОСТИ ПЛАНЕТАРНОГО РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ИОННЫХ ВЫСЫПАНИЙ ПРИ РАЗНЫХ УРОВНЯХ МАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ © 2015 г. В. Г. Воробьев1, О. И. Ягодкина1, Е. Е. Антонова2, 3
Полярный Геофизический институт, г. Апатиты (Мурманская обл.) 2Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, г. Москва 3Институт космических исследований, г. Москва e-mail: vorobjev@pgia.ru Поступила в редакцию 20.04.2015 г.
Данные спутников DMSP F6 и F7 использованы для изучения особенностей планетарного распределения ионных высыпаний. Характеристики ионов определялись внутри границ различных типов авроральных вторжений, которые в соответствии с выводами работы Старков и др. [2002] были разбиты на зону структурированных высыпаний аврорального овала (АОР) и зоны диффузных высыпаний DAZ и SDP к экватору и к полюсу от АОР соответственно. Для ионных высыпаний, как и для электронных, не было обнаружено зависимости средних энергий и потоков энергии высыпающихся частиц от величины Dst индекса. В области диффузных высыпаний экваториальнее овала (DAZ) энергии ионов имеют хорошо выраженный максимум в секторе 15:00—18:00 MLT. Величина средней энергии в максимуме растет по мере увеличения магнитной активности и составляет ~12 кэВ при AL = —200 нТл и ~18 кэВ при AL = —1000 нТл. В области структурированных высыпаний (АОР) наблюдается минимум средней энергии ионов в утреннем секторе 06:00—09:00 MLT. Потоки энергии ионов (F) максимальны в ночные часы MLT. В области мягких диффузных высыпаний (SDP) к полюсу от АОР, наибольшие потоки энергии ионов наблюдаются в дневном секторе, в то время как в ночные часы величина Fi незначительна. Потоки энергии ионов в области SDP антикоррелируют с их средними энергиями. Создана модель ионных высыпаний, которая позволяет получить планетарное распределение средних энергий и потоков энергии ионов в зависимости от уровня магнитной активности, выраженной величинами AL и Dst индексов. Сопоставление с моделью электронных высыпаний показывает, что планетарная мощность ионных высыпаний при низком уровне магнитной активности (|AL| = 100 нТл) составляет ~12% от мощности высыпания электронов и экспоненциально уменьшается до ~4% при |AL| > 1000 нТл. Модель ионных высыпаний использована для расчета давления плазмы на высотах ионосферы. С использованием моделей электронных и ионных высыпаний рассчитано планетарное распределение интегральной проводимости ионосферы в зависимости от уровня магнитной активности.
DOI: 10.7868/S0016794015050193
1. ВВЕДЕНИЕ
Наряду с электронными высыпаниями, высыпания ионов авроральных энергий играют заметную роль в физико-химических процессах, протекающих в высокоширотной ионосфере. Потоки высыпающихся ионов, львиную долю которых составляют протоны, создают дополнительную ионизацию, которая может вносить существенный вклад в проводимость ионосферы [Galand et al., 2001а, b]. Они же определяют давление плазмы на ионосферных высотах [Wing et al., 1998; Stepanova et al., 2002, 2006], вносят определенный вклад в интенсивность свечения основных авроральных эмиссий и возбуждают свечение специфических водородных эмиссий в областях высыпаний
[Coumans et al., 2002]. Исследования характеристик ионных высыпаний проводятся как наземными, так и спутниковыми методами. Оптиче-
ские наблюдения на высокоапогейных спутниках позволяют получить почти "мгновенное" распределение интенсивности свечения различных эмиссий в планетарном масштабе. Однако пересчет интенсивностей свечения в характеристики как электронных, так и ионных высыпаний несет в себе использование различных предположений и целого ряда коэффициентов, значения которых не во всех случаях достоверно известны. Поэтому решение такой обратной задачи связано с большими погрешностями, определить величину которых зачастую просто не представляется возможным.
Прямые спутниковые наблюдения дают "мгновенные" характеристики высыпаний только вдоль траектории полета. В то же время использование большого статистического материала позволяет построить планетарную картину
611
3*
распределения высыпаний. Такая планетарная модель показывает средние характеристики высыпаний различного типа, которые могут существенно отличаться от "мгновенной" картины высыпаний. Для построения среднестатистических планетарных моделей высыпаний часто используются наблюдения спутников серии DMSP, которые работают на круговых полярных орбитах с высотой ~835 км в течение уже более 2-х десятилетий. Орбиты спутников этой серии условно ориентированы в направлении утро—вечер и полдень-полночь. Так как орбиты стабилизированы относительно оси вращения Земли, суточная прецессия магнитного полюса Земли относительно географического приводит к тому, что орбиты спутников, особенно если их рассматривать в обоих полушариях, перекрывают фактически все долготы местного геомагнитного времени. Электростатические анализаторы SSJ/4 на борту спутников серии DMSP регистрируют потоки высыпающихся электронов и ионов в диапазоне энергий от 32 эВ до ~30 кэВ в 19 энергетических каналах для каждой популяции.
Первая статистически обоснованная модель ионных высыпаний была предложена в работе Hardy et al. [1989]. В этой модели, построенной на основе данных спутников DMSP F6 и F7, в качестве параметра геомагнитной активности использовался 3-часовой Кр индекс. Так как Кр индекс никоим образом не характеризует уровень магнитной активности в период пересечения спутником зоны высыпаний, который составляет 3—5 мин, модель Hardy et al. [1989], являясь, безусловно, прогрессивной для своего времени, дает достаточно грубую оценку средних энергий и потоков энергии высыпающихся частиц. Более продвинутые модели представлены в работах Newell et al. [2004, 2009]. В работе Newell et al. [2004] показаны карты планетарного распределения высыпаний для всех квадрантов ориентации Bz и By компонент межпланетного магнитного поля (ММП), в то время как в работе Newell et al. [2009] модель высыпаний выведена в зависимости от параметров солнечного ветра. Благодаря огромной базе данных и высокому разрешению в координатах геомагнитная широта (MLat) — местное геомагнитное время (MLT), эти модели очень полезны в научных и познавательных целях. Однако из-за специфики входных параметров их трудно использовать как для изучения характеристик высыпаний в периоды геомагнитных возмущений, так и для сопоставления с планетарными распределениями таких геофизических явлений как полярные сияния, авроральные и геомагнитные пульсации, ионосферные токи, риометрическое поглощение и т.д.
В работе Vorobjev et al. [2013] представлена модель авроральных высыпаний (APM), которая показывает планетарное распределение различных
зон электронных вторжений и характеристики высыпающихся электронов в зависимости от уровня магнитной активности, выраженной величинами ЛЬ и Вй-индексов. Модель размещена в Интернете по адресу http://apm.pgia.ru. В работе УогоЬуеу et а1. [2013] модель АРМ использована для изучения поведения различных ионосферных и магнитосферных параметров в периоды возмущений, а в работе Воробьев и др. [2013] для расчета глобального распределения интенсивности авро-рального свечения в различных областях спектра.
Для построения более полной картины высыпаний модель АРМ должна быть дополнена характеристиками ионных вторжений. В работе Воробьев и Ягодкина [2014] приведены результаты исследования сравнительных характеристик электронных и ионных высыпаний в утреннем и вечернем секторах по наблюдениям спутников ЭМ8Р ¥6 и ¥7. Показано, что в вечернем секторе положение границ электронных и ионных высыпаний примерно совпадают при всех уровнях магнитной активности. В утреннем секторе область электронных высыпаний на 3°—4° шире области высыпания ионов. Потоки энергии ионов в экваториальной части высыпаний здесь незначительные и составляют только 0.02—0.05 эрг/см2 с при всех уровнях магнитной активности.
Целью настоящей работы является изучение характеристик ионных высыпаний во всех секторах МЕГ, построение глобальной картины ионных высыпаний в зависимости от уровня магнитной активности, использование моделей высыпаний для расчета давления плазмы на высотах ионосферы и построения планетарной модели интегральной ионосферной проводимости.
2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ДАННЫЕ
Для изучения характеристик ионных высыпаний отобраны те же самые пролеты спутников ЭМ8Р ¥6 и ¥7, которые использовались для создания модели электронных высыпаний АРМ. База данных содержит более 32000 пересечений спутниками зон авроральных высыпаний в северном и южном полушариях за 1986 г. В этот год, который хотя и приходится на минимум в цикле солнечной активности, наблюдались значительные магнитосферные возмущения, в том числе и большая февральская магнитная буря с максимальным значением в Л#-индексе —307 нТл (http://wdc.kugi. kyoto-u.ac.jp/dst_fina1/198602/index.htm1). Кроме характеристик электронных и ионных высыпаний, база данных для каждого пересечения спутником авроральной зоны содержит значения Вй, 5 мин ЛЬ-индекс, часовые значения ММП и параметров солнечного ветра, фазу суббури.
Характеристики ионов в рамках настоящей работы изучались внутри границ различных типов
E, кэВ 15
10
pLLLLL-HU
1
rm
i
400
800
F¡, эрг/см2 с 0.6
0.4
0.2
G-é-ö-é-6-¿-^-o 3 *
1
1200 0
400
800
1200 |AL|, нТл
Рис. 1. Средние энергии (а) и потоки энергии (б) ионов в секторе 21:00—24:00 MLT в зависимости от величины 5-минутного AL индекса в различных областях высыпаний. DAZ — штриховые линии 1 (точки); АОР — жирные линии 2 (крестики); SDP — тонкие линии 3 (кружочки).
2
2
5
1
0
авроральных высыпаний, которые ранее [Старков и др., 2002] были разбиты на три основные зоны:
— DAZ (diffuse auroral zone) — область диффузных высыпаний, которая располагается эквато-риальнее аврорального овала и пространственно совпадает с областью диффузного свечения;
— AOP (auroral oval precipitation) — область структурированных электронных высыпаний, приполюсная и экваториальная границы которой статистически совпадают с границами овала сияний;
— SDP (soft
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.