Коллаборация

1. ААНИИ, 2. ИЗМИРАН, 3. ИКФИА, 4. ИМБП, 5. ИПГ, 6. ИФЗ, 7. НИИЯФ МГУ, 8. НИФИ ЛГУ, 9. ПГИ, 10. ЦАО

1. ВВЕДЕНИЕ

Активные процессы на Солнце в конце октября 2003 года инициировали серию магнитосферных возмущений, изучение которых представляет значительный интерес для понимания физики магнитосферы и задач практического значения.

Отечественные экспериментальные ресурсы представляют на данный момент большой комплекс наземных и космических приборов, достаточных для серьезного исследования процессов солнечно-земной активности. Настоящая работа является попыткой объединить усилия российских научных коллективов для изучения экстремальных событий в октябре-ноябре 2003 года. Поэтому основной упор в данной работе будет сделан на осмыслении результатов измерений на отечественных космических аппаратах и наземных обсерваториях.

Настоящая работа представляет собой первую попытку создания коллаборации большой группы авторов и научных коллективов для оперативного анализа событий, представляющих исключительный интерес для фундаментальных и прикладных задач космической погоды. При этом неизбежно возникает неоднородность отдельных разделов в размерах и стиле изложения. Многие выводы носят предварительный характер, большая часть работ представлена в сжатом виде и несомненно будет развернута в последующих публикациях.

Высокая магнитная активность явилась следствием исключительно высокой активности на Солнце. Первая группа пятен появилась на восточном лимбе 17 октября и к 29-му октября создалась редчайшая ситуация, когда три огромные группы пятен одновременно находились на видимом диске Солнца.

В результате уникального сочетания воздействия двух скоростных потоков солнечного ветра началась исключительно большая серия магнитных бурь.

анализ динамики магнитного поля в течение всего интервала 28-31 октября 2003 года.

Магнитосферное магнитное поле Земли рассчитывается в параболоидной модели как сумма

диамагнитных токов, препятствующих проникновению магнитосферного магнитного поля внутрь Земли (30% от вариации), получаем

Во время падения коронального выброса массы на магнитосферу 28-31 октября 2003 года наблюдалось три последовательных инжекции энергичных частиц в зону кольцевого тока. По существу мы имеем дело с тремя последовательными бурями, наложившимися друг на друга. Во время первой бури вклад токового слоя был преобладающим. Геомагнитная активность напрямую контролировалась солнечным ветром. Роль накопления энергии в магнитосфере была относительно невелика. Два последующих возмущения связаны с формированием и распадом кольцевого тока.

Другим уникальным свойством мощных магнитных бурь, связанных с плотными выбросами корональной массы, движущимися от Солнца с высокой скоростью, является сильное сжатие магнитосферы. Динамическое давление солнечного ветра внутри коронального выброса столь велико, что магнитопауза неоднократно пересекает геосинхронную орбиту. Во время главной фазы бури магнитометры геостационарных спутников в течение 6 часов фиксировали поле южного направления (противоположного земному полю) около 150 нТ. Это говорит о том, что аппараты находились за магнитопаузой в переходном слое.

Солнечные космические лучи, генерированные солнечными вспышками 26, 28, 29 октября и 2 ноября, регистрировались в магнитосфере Земли спутниками Экспресс и Коронас-Ф.

Коронас-Ф проходит полярные шапки, силовые линии которых уходят в хвост магнитосферы и практически открыты для вхождения СКЛ, поэтому значительных отличий от временного хода в ММП там нет. Зона квазизахвата частично открыта, глубина проникновения зависит от энергии (жесткости) и типа частиц.На рис 4.2 приведен график одного пролета спутника через полярную шапку 26.10 03 в магнито-спокойное время. В магнитосфере присутствуют протоны солнечного происхождения с энергией 1-5 Мэв, они равномерно заполняют полярную шапку и частично - внешний склон радиационного пояса, т.е. зону квазизахвата. Фоновая граница проникновения СКЛ совпадает с максимумом электронов внешнего пояса, что характерно и для возмущенных периодов.

На рис 4.3 - 4.5 представлены сводные графики потоков протонов , электронов и тяжелых ядер солнечного происхождения в нескольких энергетических каналах детекторов спутника Коронас-Ф, в северной и южной полярных шапках. Вариации потоков СКЛ связаны как с прямым приходом частиц от Солнца, так и с приходом ударных волн. Хотя в данной работе мы используем потоки СКЛ как пробник трансформации структуры магнитосферы во время бури, дадим вначале краткую характеристику временного хода СКЛ.

В аппаратуре КГИ-4С в качестве детекторов используются 8 счетчиков частиц: два сцинтилляционных, черенковский и пять гейгеровских.

Конструктивные и электрические параметры сцинтилляционных счетчиков обеспечивают регистрацию потоков протонов с пороговыми энергиями 90 МэВ (БП) и 30 МэВ (МП) с подавлением сигналов от электронов. Черенковский счетчик регистрирует потоки протонов с энергией более 600 МэВ и электронов с энергиями выше 8 МэВ.

Гейгеровские детекторы с различными экранами регистрируют суммарные потоки протонов и электронов. Толщины экранов подобраны из расчета, чтобы обеспечить разные пороговые энергии для протонов в пределах 5 – 40 МэВ и для электронов, соответственно, - в диапазоне 0,15 – 3 МэВ. К этим данным примыкают измерения гейгеровским детектором в составе аппаратуры МСГИ-5ЕИ с пороговыми энергиями 1 МэВ по протонам и 40 кэВ по электронам.

Спектрометр МСГИ-5ЕИ, предназначен для измерения дифференциальных спектров как электронной, так и ионной (протонной) компонент геоактивных корпускулярных излучений.

Детектирование низкоэнергичных частиц, разделение их по заряду и энергии осуществляется двумя видами спектрометрических модулей, состоящих из цилиндрических электростатических анализаторов, вторичных электронных умножителей типа ВЭУ-6 (низкочувствительный модуль) или ВЭУ-7 (высокочувствительный модуль), зарядочувствительных усилителей и формирователей нормализованных импульсов.

Указанные спектрометрические модули обеспечивают измерения дифференциальных энергетических спектров низкоэнергичных ионов (протонов) и электронов в диапазоне энергий 0.1 - 15 кэВ.

Измерения энергетических спектров электронов и ионов (протонов) могут производиться в двух режимах:

• режим изучения пространственно-временных вариаций в периоды гелиогеомагнитных возмущений (режим 1), при этом полное время измерения энергетического спектра составляет 2 с, число энергетических интервалов 10;
• режим диагностики (режим 2), при этом полное время измерения энергетического спектра равно 10 с, число энергетических интервалов составляет 50.

Режимы работы определяются конкретными условиями проведения измерений и задаются внешними командами.

где давление плазмы солнечного ветра Р измеряется в нПа, а магнитное поле - в нТ.

. Поток протонов на границе проникновения спадает не мгновенно, поэтому для анализа положения границы можно применить разные критерии, в частности в разделе 5 использовался традиционный для предыдущих работ НИИЯФ критерий - в 2 раза ниже максимума. В настоящем разделе определялась максимальная глубина проникновения солнечных протонов 50-90 МэВ по фоновому уровню, там, где поток частиц при приближении к Земле спадает на два порядка.

Кроме того, различие между положением границы в ночном (вечернем) и дневном секторах здесь существенно меньше, за исключением нескольких интервалов в максимуме возмущения. Возможное объяснение заключается в том, что самые глубокие уровни проникновения связаны с захватом частиц на дрейфовые орбиты, в результате чего достигается равенство инвариантных долгот на дневной и ночной стороне магнитосферы.

Таким образом, обнаружено, что граница проникновения СКЛ все время дышит, движется к Земле и обратно более чем на 10 градусов инвариантной широты (от 68˚ до 58˚ в нашем случае), в отсутствии магнитных бурь.

Вместе с тем нельзя не учитывать роль воздействия солнечного ветра на структуру магнитосферы: рассматриваемые моменты совпадают с поджатием головной части магнитосферы, судя по результатам анализа измерений солнечного ветра, рассмотренным в первом разделе.

Для протонов с энергией 26-50 МэВ и более такой эффект не наблюдался.

Поэтому рассмотрение роли суббурь в конкретной цепочке мировых бурь октября-ноября 2003г. имеет важное значение.

Связь с Dst. В нижней части рис 7.1 мы вновь приводим график Dst вариации, чтобы подчеркнуть четкое совпадение главных фаз магнитной бури вечером 29 и 30 октября с цепочками бухтообразных возмущений. Обращаясь к рис.7.2 мы также видим и здесь свидетельство совпадения суббуревой активности с нарастанием токовой системы магнитных бурь. Утверждения о том, что активные фазы уменьшают Dst, нашими наблюдениями опровергаются. Традиционная точка зрения - протоны, ускоренные в процессе суббури, дают основной вклад в частичный кольцевой ток на главной фазе магнитной бури - подтверждается однозначно.

Смещение по широте. По соотношению горизонтальной и вертикальной компонент вариации магнитного поля можно определить, что в большинстве бухтообразных возмущений центр токовой системы находился южнее станций авроральной зоны. Вместе с тем, мы видели по положению границы проникновения солнечных электронов, что граница полярной шапки, т.е. полюсная граница зоны активных сияний, сдвигается не так сильно, как внутренняя граница. Поэтому активность не уходит из традиционной зоны полярных сияний и если уходит, то ненадолго. И 29 и 30 октября мы видим по знаку верткальной компоненты магнитного поля, что иногда в процессе экспансии суббури активность проскакивает к полюсу от Ловозера и Тикси. Также и риометрические всплески поглощения аврорального типа, один 29 и несколько 30 октября свидетельствуют о том, что ускорение авроральных частиц происходило на широте Тикси ( рис. 7.4) .

Только вблизи максимумов Dst вроральные станции уходят в полярную шапку, например, в интервале 22-24UT 30 октября.

Суббуря 22 UT полностью сдвинута к югу от авроральной зоны и совпадает с максимальным сдвигом к Земле границы проникновения СКЛ и границы полярной шапки Спад амплитуды магнитной бухты в Ловозеро и Тикси и слабый уровень риометрического поглощения не означает реального уменьшения мощности суббури, но есть следствие выхода авроральных станций в область полярной шапки. На рис. 7.3 приведена магнитограмма ст. Москва (ИЗМИРАН), на которой виден рост амплитуды возмущения в это время.

31 октября в 0015 UT мы вновь наблюдаем классическую суббурю авроральной зоны. Аномально близкий к Земле сдвиг границ продолжался недолго, меньше 2 часов.

SC 29 октября. Внезапное начало типа SC+ иллюстрируется магнитограммой австралийской станции Alis Spring (рис 7.5). Известно, что SC может триггировать суббурю в авроральной зоне, в частности, если наблюдается подготовительная фаза и в магнитосфере накоплена энергия. В нашем случае в полуночном секторе развивается мощная суббуря и сильное возмущение наблюдается как в авроральной, так и в средних широтах (рис 7.6). Разделить суббуревой эффект и возмущение главной фазы бури здесь трудно, а может быть и невозможно.

На рис 7.7 в 14.33 UT зарегистрирован брейкап сияния классического типа на южном горизонте с последующей классической экспансией к полюсу. Резкое начало бухты в Н-составляющей наблюдалось в Зырянке (ZYK), расположенной на близкой широте Жиганска (60 град. исправленной геомагнитной широты), но восточнее его на ~1000 км, амплитудой около 1000 нТ и на магнитометре ст. Чокурдах -600 нТ. Эта суббуря совпала с началом активной фазы второй бури, граница полярной шапки была около 60˚, граница проникновения солнечных протонов на 53˚ исправленной геомагнитной широты. Одновременно вспышка сияний была зарегистрирована на ст. Маймага (ИКФИА).

. Оптический полигон ИКФИА, ст. Маймага ( = 63˚ N, = 129,5˚Е), на 150 км севернее Якутска. Наблюдения велись на инфракрасном цифровом спектрометре, предназначеном для измерения вращательной температуры
молекул гидроксила и кислорода излучающихся на высотах соответственно
87 и 94 км. Подробное описание прибора можно найти в [38]. В регистрируемую область спектра спектрографа попадает разрешенная линия атомарного кислорода OI 844,6 нм излучающаяся при полярных сияниях. Спектрограф работает в темное время суток постоянно - с августа по 15 мая. Временное разрешение 10 мин. 29 октября максимальная интенсивность этой эмиссии доходила до 12 килорелей ( абсолютная калибровка производится записью сенситометрической установки с известной цветовой температурой).

Параллельно на станции Маймага работала камера всего неба, предназначенная для регистрации внутренних гравитационных волн по вариациям эмиссий
молекулы гидроксила. Из-за большой выдержки (150 сек) почти все кадры
в ночь 29 октября получились передержанные.

На рис 7.8 представлены вариации линии 844.6 нм 29, 30 и 31 октября 2003г. К сожалению, в момент SC на станции было еще светло, и измерения не начинались. Всплеск свечения в 14.30 UT во время описанного выше брейкапа полярных сияний - самый большой по амплитуде в Маймаге и короткий, меньше 10 минут, типичная длительность для фазы экспансии суббури.

30 октября сияния в Маймаге начинаются в 18.30 UT и дают два ярких всплеска в интервале 19.30- 21.10 UT, в том же интервале времени, когда мощная суббуря регистрировалась и на западной и на восточной цепочках и когда был зарегистрирован самый близкий к Земле сдвиг границы проникновения СКЛ. Подробно проследить динамику сияний нет возможности, вероятно, что провал свечения в 20.30 UT связан с экспансией активности к полюсу. Отметим также, что в то же время в Троицке под Москвой был сделан снимок полярного сияния (см. сайт ИЗМИРАН) - лучистая дуга с нижним красным краем (сияния типа В), ассоциирующаяся обычно с активной фазой суббури [39].

По данным Центра прогнозов геофизической обстановки ИЗМИРАН (г. Троицк, Московская область) – см. веб-сайт ИЗМИРАН http://www.izmiran.rssi.ru, и данным вертикального зондирования ионосферы на обсерватории ИЗМИРАН (55^о сш, 37^о вд) в этот период наблюдалась сильнейшая ионосферно-магнитная буря.

Вертикальное зондирование ионосферы проводилось с помощью ионозонда “ПАРУС”. Описание ионозонда приведено на веб-сайте ИЗМИРАН - http://top.izmiran.troitsk.ru/parus/. При анализе данных вертикального зондирования ионосферы привлекались данные по Dst вариациям (см. рисунки предыдущих разделов).

Результаты анализа получасовых данных вертикального зондирования ионосферы для бури 29 октября представлены в таблице 7.1 и на рисунке 7.9 , где приведены некоторые типичные ионограммы для этой бури.

В таблице показаны: дата, время (час. мин. LT), индекс геомагнитной активности по данным магнитной обсерватории ИЗМИРАН. Для описания состояния области F ионосферы использованы оценочные и описательные буквы, которые приняты при интерпретации и обработке ионограмм [40]. Буквы заменяют численные значения параметра отраженного сигнала тогда, когда определение может быть затруднительным или вообще невозможным: А – частичная или полная экранировка области F спорадическими образованиями в нижележащей области Е; В – полное поглощение отраженных сигналов, F – сильное рассеяние отраженных сигналов. “Без особенностей” – наблюдается обычная ионограмма ( см. ионограмму 1 на рисунке 7.9), характерная для данного LT и сезона года.

Начало сильного возмущения в ионосфере во время бури 29 октября отмечено в 09.30 LT. Возмущение наблюдалось до 10.00 LT 1 ноября. В этот временной интервал на большинстве ионограмм отсутствовали какие-либо следы отраженных сигналов, что свидетельствует о развитии в ионосфере полного поглощения сигналов (ионограмма 3). В отдельные моменты появлялись рассеянные следы аврорального спорадического слоя Es типов “a” - сильно рассеянный по высоте слой (ионограмма 2), или “s” - высота которого равномерно увеличивается с ростом частоты излучения (“косой” Es) – ионограмма 4. У всех наблюдаемых Es была четко выражена нижняя граница отражений. Предельная (критическая) частота отражений от спорадического слоя составляла 4 ¸ 8 МГц. Наблюдаемые Es обычно полностью экранировали область F. Для начала возмущения были характерны резкий рост минимальной действующей высоты слоя F - h`F и резкое уменьшение критической частоты слоя – foF2 с последующим развитием или полной экранировки или полного поглощения. Это было типичным для всех трех бурь в максимуие Dst. Таким образом, мы имеем все характерные признаки высокоширотной ионосферы [41].

Представляет интерес тот факт, что “попытка” восстановления вертикальной структуры области F в период развития описываемого возмущения проявлялась на фоне разных фаз магнитных бурь. Первое восстановление отмечено вблизи минимума Dst первой бури, второе – вблизи минимума Dst второй бури, третье – на фазе восстановления второй бури и т.п. (см. таблицу).

В работе [42] была рассмотрена динамика главного провала электронной концентрации Ne и максимума широтного хода электронной температуры Te в зависимости от геомагнитной активности. Исходными данными исследований служили прямые измерения Te на спутнике “Космос-378” и материалы вертикального зондирования ионосферы на 11 обсерваториях 10-20 декабря 1970 г.. Было получено, что на главной фазе бури происходит резкое смещение в течение нескольких часов максимума Te и провала Ne в сторону экватора и затем их плавное возвращение в исходное положение в течение нескольких суток.

К анализу состояния ионосферы необходимо добавить, что в описанные интервалы ионосферно-магнитных возмущений над Троицком в ночь с 30 на 31 октября наблюдались полярные сияния в северном секторе небосвода – лучистая дуга с нижним красным краем (см. веб-сайт ИЗМИРАН).

Рассмотрим особенности и динамику развития этих пульсаций подробнее. В анализе были использованы данные 1-мин регистрации на глобальной сети из 80 наземных обсерваторий ИНТЕРМАГНЕТ и скандинавского профиля IMAGE (19 станций).На рис. 8.1 приведены дневные часы магнитограмм за 29 октября на скандинавском профиле обсерваторий на широтах от полярной шапки до экватора, построенные в одном масштабе. На рис. 8.2 - такие же магнитограммы за 31 октября. На графиках треугольники показывают положение местного магнитного полдня, справа – международный код обсерватории и их геомагнитная широта. В обоих случаях в дневном секторе магнитосферы видны квазимонохроматические колебания.

Для исследования их пространственно-временных особенностей по разработанным в ИФЗ программам были построены карты распределения интегральной интенсивности (нТл/Ö мГц) геомагнитных пульсаций в полосе 2.5 –5.0 мГц (максимум спектра) в координатах исправленная геомагнитная широта - местное магнитное время. Интервал UT показан вверху каждой карты, звездочки - обсерватории и их международный код. Для каждого дня карты построены в одном масштабе (для разных дней он разный).

На рис. 8.3 . приведены две карты, построенные по усредненным за один час данным, для двух временных интервалов 12-13 UT и 13-14 UT. Видно, что наибольшая активность пульсаций отмечалась в двух областях пространства – в послеполуночном и послеполуденном секторах авроральной зоны, разделенных четким минимумом. При этом наблюдалась необычная пространственно-временная динамика амплитуды колебаний. В часовом интервале с 12-13 UT до 13-14 UT максимум интенсивности послеполуночных Рс5 возрос и переместился по долготе в сторону полночи (с 04 MLT на 02 MLT), а по широте - на более высокие геомагнитные широты (c 63.5° на 64.7° ). Максимум послеполуденных Рс5 также слегка переместился по долготе на запад, а по широте –а противоположную сторону, т.е. на более низкие широты (с 62.5° на 58.5° ). Одновременно появился небольшой максимум в околополуденное время в полярных широтах (касп?).

На рис. 8.4 приведены две карты пространственного распределения амплитуд Рс5 31 октября. Видно, что в этот день в противоположность предыдущему случаю (29 октября) пространственно-временное распределение и динамика Рс5 были совершенно иными. Пульсации наблюдались только в околополуденном - послеполуденном секторе. Можно было выделить две широтные зоны. В 11-12 UT наиболее интенсивная, высокоширотная (65-70° ) зона простиралась далеко в утренний сектор (почти до 04 MLT). В низкоширотной зоне (52-57° ) в это время утром пульсаций не наблюдалось. Через час долготная протяженность обеих зон стала подобной, амплитуды пульсаций уменьшились. Максимум интенсивности Рс5 в высокоширотной зоне сместился с 66-69° на 62-66° , а в низкоширотной – с 55° на 51° .

Можно предположить, что источники и механизм генерации Рс5 колебаний 29 и 31 октября были различны. Если по морфологическим характеристикам Рс5 пульсации, наблюдаемые в послеполуденное время 29 октября, можно отнести к широко обсуждаемым в литературе альвеновским резонансным колебаниям [например, Samson et al., 1992], то Рс5 пульсации в утреннем секторе того же дня и пульсации 31 октября не могут быть объяснены в рамках этого механизма. В наблюдаемых пульсациях не отмечалось смены знака поляризации колебаний при переходе через максимум амплитуд, что характерно для резонансных волн. Источником эти колебаний вряд ли является глобальной магнитосферная мода (cavity mode), как это было, например, во время большой магнитной бури 24 марта 1991 г [44] и бури 21 февраля 1994 г. [45], поскольку частоты наблюдаемых Рс5 значительно выше частот, типичных для глобальной моды.

Источником послеполуночных иррегулярных колебаний, наблюдаемых в авроральных широтах 29 октября в 12-14 UT, могут быть флюктуации продольных электрических токов и соответствующих вторжений энергичных электронов, как это обсуждалось в работах [46,47].

Можно предположить, как это было сделано в работе [47], что генерация дневных Рс5 пульсаций связана с вторжением в ионосферу протонов кольцевого тока. Однако такое предположение требует экспериментального подтверждения. Кроме того, остается ряд вопросов, на которых пока нет ответов. Например,:

Регистрация ОНЧ проводилась на станции Якутск ИКФИА на частотах 0,47 - 0,6 - 0,73 - 1,1 - 1,6 - 2,2 - 3,1 - 4,0 - 5,6 - 6,7 и 8,7 кГц.

На рис. 9.1 -9.4 представлены результаты измерений ОНЧ 28-31 октября 2003г.

Измерения на указанных выше частотах расположены сверху вниз по нарастающей частоте, амплитуда вариации дана в логарифмическом масштабе в произвольных единицах.

28.10.03 был ОНЧ - возмущенный день. ОНЧ-излучения наблюдались, в основном, на частотах до 6,7 кГц (до канала 6,7 кГц ОНЧ-регисратора), в конце суток расширение спектра в сторону увеличения частоты.

29.10.03 наблюдались сильные вариации амплитуды ОНЧ-излучения. За 3 часа до SC происходило, по-видимому, падение мощности источника энергичных частиц, что выразилось в переходе от квазипостоянного уровня ОНЧ-излучения

Восстановление произошло только в 10 UT, при этом отдельные всплески наблюдались на частотах выше 10 кГц, соответствующие положительным вариациям Dst.

В 12 UT зарегистрирован всплеск ОНЧ-излучения с частотным дрейфом (рост частоты излучения с макимальной амплитудой по мере развития всплеска). Все эти признаки указывают на инжекцию энергичных частиц во внутреннюю магнитосферу.

30.10.03 после 03 UT происходит переход от почти импульсной генерации ОНЧ-излучения к квазинепрерывной генерации, что указывает на возрастание мощности источника энергичных частиц, ответственных за генерацию излучения.

Динамика накопления дозы по данным детекторов ДБ-8 СРК представлена на рис. 10.1. Аналогичная зависимость по данным дозиметра Р-16 представлена на рис. 10.2a. В качестве начального уровня для этих графиков были использованы показания соответствующих детекторов на 0 часов по Гринвичу 21 октября 2003 года.

Hа рис. 10.3 приведены графики зависимости доз от толщены экранирующего вещества.

В ИМБП РАН разработана программа расчета доз радиации на борту станций МИР и МКС в зависимости от положения станции на орбите и интенсивности основных источников радиации - ГКЛ, СКЛ и радиационных поясов Земли [48-50].

На рис. 10.2b представлена динамика расчетных значений витковой поглощенной дозы для канала D2 радиометра Р-16 на МКС с использованием функций экранированности из [48] для спокойной обстановки и реальной магнитно обстановки в октябре-ноябре 2003г..

Из анализа рис. 10.2b следует, что в период максимума вспышки от 28.10.03 амплитуда кольцевого тока была положительной и в это время орбитальная станция совершала полет по наиболее защищенным магнитным полем Земли виткам. В связи с этим вклад в поглощенную дозу был существенно меньше, чем в бурю 20.10.89.

На рис 10.4 приведен (расчетный?) график распределения мощности дозы на витках спутника 30.10.03 во время максимума бури.

Результаты сравнения радиационных эффектов октябрьской 2003 бури с другими крупными магнитными бурями приводятся в отдельной работе [51].

11. ЭФФЕКТЫ В ОЗОНОСФЕРЕ ЗЕМЛИ

По данным ИСЗ КОРОНАС и GOES о потоках солнечных космических лучей в октябре-ноябре 2003 года проведены расчеты ионизации высокоширотной (для 70⁰ с. ш.) атмосферы. Расчеты показали, что максимальные значения ионизации для выбранной широты лежат в диапазоне 50-70 км. Наибольшую ионизацию вызвала вспышка 28 ноября 2003 г. (максимум значений ионизации пришелся на 29 октября). В предположении о том, что каждая пара ионов, образованных солнечными протонами, приводит к образованию 1.25 молекул окиси азота (NO) и 2 молекул радикала ОН в атмосфере Земли, было проведено численное фотохимическое моделирование отклика химического состава на дополнительные источники окислов азота и водорода космического происхождения. Показано, что в результате интенсификации каталитических циклов с участием NO и ОН, разрушающих озон, концентрация озона уменьшилась вдвое на высотах максимума ионизации.

( полный текст представлен в отдельной статье [52])

Магнитные бури 29-30 октября и по процесcам на Солнце, и по параметрам солнечного ветра, и по проявлениям в магнитосфере можно отнести к экстремальным. Представленный в данной работе предварительный анализ магнитосферных процессов показывает, что в этих событиях наблюдалось самое близкое приближение к Земле границы проникновения солнечных космических лучей, самые высокие энергии ускоренных во внутренней магнитосфере электронов, самые мощные суббури, необычные по длительности и амплитуде пульсации магнитного поля.

1. Наблюдались значительные изменения структуры протонных и электронных радиационных поясов. Внешняя граница электронного и протонного пояса смещалась до L=3, внутренняя граница до L=1.2

2. Зарегистрированы эффекты ускорения захваченных электронов вплоть до 8 МэВ на фазе восстановления бури.

3. Обнаружено смещение внутренней границы плазменного слоя вплоть до L=2.8

5. Во время магнитных бурь граница проникновения обычно движется плавно, следуя за динамикой Dst вариации. Однако в рассматриваемом событии мы трижды наблюдали быстрый, импульсный сдвиг границы к Земле, во всех случаях совпавший с исключительно сильными магнитосферными суббурями. Мощность и пространственная протяженность суббурь определялась в свою очередь большой величиной южной компоненты ММП возмущенного солнечного ветра.

6. Наш анализ не подтверждает выводов работы о том, что роль суббурь в развитии Dst отрицательна, т.е. что начало активной фазы суббури приводит к ускорению распада кольцевого тока. Начало восстановления Dst как 29 так и 30 октября совпадало с поворотом ММП к северу, что характерно и для слабых бурь. Известно, что такой поворот часто триггирует начало активной фазы суббури, поэтому при статистическом анализе суббури будут наблюдаться чаще вблизи начала спада Dst. Мы не считаем правильным отказ от полученных ранее выводов о важной роли суббурь для развития ассиметричной части кольцевого тока на главной фазе суббури.

7. Кольцо активных полярных сияний на главной фазе бури расширяется и сдвигается к экватору. Южная граница отслеживает движение границы проникновения СКЛ, северная граница (граница полярной шапки) движется к полюсу и к экватору в ритме суббуревой активности и редко и лишь на короткое время сдвигается ниже 60 исправленной геомагнитной широты.

8. Применение параболической модели магнитосферы для описания процессов октябрьских магнитных бурь показало хорошее согласие моделирования с наблюдаемыми результатами. При этом авторы модели не ставили перед собой задачу выделения относительного вклада токового слоя, частичного кольцевого тока и токового клина суббури в создании сильной долготной ассиметрии возмущения на активной фазе бури. Этот вопрос оставлен открытым, подчеркнув, что долготная ассиметрия является характерным признаком мощной магнитной бури.

Параметры солнечного ветра и геомагнитные индексы были получены из открытых баз данных, представленных в Интернет. Авторы выражают благодарность экспериментальным группам, представившим эти данные. Geotail (http://www-pi.physics.uiowa.edu/cpi-data/survey/sw/2003/) Данные ACE были получены с использованием CDAWeb и средств центра SEC NOAA США.

--------------------------------------------

Таблица 6.1 Предварительные результаты анализа данных вертикального зондирования ионосферы над Москвой во время ионосферной бури 29-31 октября 2003 г. Особенности отраженных сигналов.

*) В интервале наблюдений с 11.00 до 18.00 LT отмечены пиковые значения

Dst = -180 нТ в 12.00 и Dst = -98 нТ в 16.00 LT.

Рис2.2.Среднегодовые значения Ap-индекса геомагнитной активности

Рисунок 2.3. Потоковая скорость плазмы солнечного ветра, полученная по спектру He⁺⁺. Данные прибора SWICS на КА ACE, находящемся в точке либрации.

Рисунок 2.4 Результаты плазменного анализатора на КА Geotail. В верхнем правом углу показано положение КА относительного головной ударной волны и магнитопаузы.

Рис. 4.5. Потоки ядер СКЛ в Южной полярной шапке в октябре-ноябре 2003 г. Стрелками на оси абсцисс указаны времена сильных солнечных вспышек: Х1.2, 3b в АО 0486 (S15E44); Х1.2, 1n в АО 0484 (N02W38); Х17.2, 4b в АО 0486 (S16E08); Х10.0, 2b в АО 0486 (S15W02); Х8.3, 2b в АО 0486 (S14W56); Х2.7, 2b в АО 0488 (N10W83); Х3.9, 2f в АО 0488 (N08W87).

Рис. 5.1. Профили радиационного пояса электронов с Ее>8 МэВ,
наблюдавшиеся 28.10-02.11.2003 г. Моменты пролетов ИСЗ Метеор-3М
через радиационный пояс указаны стрелками на графике Dst-вариации.

Рис. 5.2. Вариации положения границ проникновения солнечных протонов с энергией >90 МэВ в вечерне-полуночном секторе магнитосферы (темные треугольники) во время серии сильных магнитных бурь 29-31 октября 2003 г. Сплошная жирная кривая – Dst-вариация.

Рис 5.5 Спектр электронов в максимуме интенсивности (L~2.8) в вечерние часы MLT 30.10.2003 г.

Рис 6.2. Движение фоновой границы проникновения солнечных протонов > 60 МэВ в сравнении с Dst.

Рис 6.3. Магнитограмма обс. Ловозеро 26-27.10.03

Рис 6.4. Движение фоновой границы проникновения солнечных протонов 29-30.10.03

Рис. 6.5. Динамика границы проникновения электронов СКЛ с энергией 0.3-0.6 МэВ по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф (верхняя панель) в связи с вариациями магнитной компоненты B_z по данным ИСЗ GOES-10 (средняя панель) и вариациями Hsym (нижняя панель). Треугольниками отмечено время прохождения ИСЗ КОРОНАС-Ф области захваченной радиации (см. рис. 3).

Рис. 6.6 Сравнение профилей потоков частиц радиационных поясов с28 октября по 5 ноября. В левой части приведены данные, полученные в 7-9 ч. UT, в правой – в 19-23 ч. UT. В левой части каждого рис. приведены данные о потоках электронов с энергией 0.3-0.6 МэВ (тонкая линия) и с энергией 1.5-3 МэВ (толстая линия), в правой части о потоках протонов соответственно с энергией 1-5 МэВ и 14-26 МэВ. Для сравнения штриховыми линиями показаны данные, относящиеся к предыдущей панели. На самой верхней панели штриховыми линиями показаны данные, относящиеся к 28 октября.

Рис. 6.7 Сравнение структуры внешнего пояса 29 октября в ~7:03 UT (сплошные линии) и 28 октября в ~4:43 UT (пунктир).

Рис 7.6 Вариации Н-составляющих магнитометров Ловозеро, Котельный, Лейрвогюр и Макуэри во время суббури триггированной SC.

Рис.7.8 Вариации яркости полярного сияния ( линия атомарного кислорода OI 844,6 нм ) на станции Маймага

Рис 8.3. Карты распределения интегральной интенсивности (нТл/Ö мГц) геомагнитных пульсаций в полосе 2.5 –5.0 мГц (максимум спектра) 29.10.03 в координатах исправленная геомагнитная широта - местное магнитное время. Интервал UT показан вверху каждой карты, звездочки - обсерватории и их международный код.

Рис. 9.1 -9.4 Результаты измерений ОНЧ 28-31 октября 2003г. на частотах 0,47 - 0,6 - 0,73 - 1,1 - 1,6 - 2,2 - 3,1 - 4,0 - 5,6 - 6,7 и 8,7 кГц.

Рис. 10.2б. Динамика накопления поглощенных доз на МКС. Сиреневая кривая – расчет, синие кружочки – эксперимент по каналу D2; красная кривая – расчет, черные треугольники – эксперимент по каналу D1.

2. Alexeev, Igor I., Elena S. Belenkaya, Sergey Yu. Bobrovnikov, and Vladimir V. Kalegaev, Modelling of the electromagnetic field in the interplanetary space and in the Earth's magnetosphere, Space Science Reviews, 107, Issue 1-2, 7-26, 2003.

3. Shue, J.-H., et al., Magnetopause location under extreme solar wind
condition, J. Geophys. Res., 103, 17,691, 1998.
4. Старков Г. В., Планетарная морфология полярных сияний, Физика магнитосферы и ионосферы, С-Петербург, Наука, 85-90, 1993.

5. Burton, R. K., R. L. McPherron, and C. T. Russell, An Empirical
relationship between interplanetary conditions and Dst, J. Geophys.
Res., 80, 4204, 1975.
6. Хорошева О.Б., Магнитосферные возмущенмя и связанная с ними динамика ионосферного электроджета, зоны полярных сияний и плазмосферы, Геомагнетизм и Аэрономия, 27, 804-811, 1987.

7. Тверская Л. В., Граница инжекции электронов в магнитосфере Земли, Геомагнетизм и Аэрономия, 26, 864-865, 1986.

8. Skoug, R.M. et al.,Tail-dominated storm main phase: 31 March 2001, J. Geophys. Res., 108, NA6, doi: 10.1029/2002JA009705, 2003.

9. Alexeev I.I., E. S. Belenkaya, V. V. Kalegaev, Y.I. Feldstein, and A. Grafe, Magnetic storms and magnetotail currents, Journ. Geophys. Res., 101, No A4, 7737-7747, 1996.

10. Arykov, A. A., and Yu. P. Malsev, Direct-driven mechanism for geomagnetic storms, Geophys. Res. Lett., 23, 1689, 1996.

11.Н.А. Власова, Е.В. Горчаков, Т.А. Иванова, В.А.,Иозенас, Ю.В.,Кутузов, Б.В. Марьин, Н.Н.Павлов, И.А. Рубинштейн, С.Я. Рейзман, Э.Н. Сосновец, Л.В. Тверская, М.В. Тельцов, В.И. Шумшуров, В.И. Верхотуров, О.С. Графодатский, И.А. Максимов, А.В. Золотухин, А.И. Зубарев. Система мониторинга радиационных условий в магнитосфере Земли на российских космических аппаратах связи, навигации телевидения. – Космические исследования, т. 37, № 3, сс. 245 – 255, 1999.

12. Балашов С.В., Иванов В.В., Максимов И.А., Хартов В.В., Власова Н.А., Гецелев И.В., Иванова Т.А., Павлов Н.Н., Рейзман С.Я., Рубинштейн И.А., Сосновец Э.Н., Тверская Л.В., Тельцов М.В. Контроль радиационной обстановки на высокоапогейных космических аппаратах. Космонавтика и ракетостроение, 2003, №1 (30), СС. 95-101.

15. L.V. Tverskaya, E.A. Ginzburg, N.N. Pavlov and P.M. Svidsky, Injection of relativistic electrons during the giant SSC and the greatest magnetic storm of the space era, Adv. Space Res., 31, 4, 1033-1038, 2003.

16.Vakulov, P.V., L.M.Kovrygina, Yu.V.Mineev, and L.V.Tverskaya, Variation in intensity and spectrum of energetic electrons in Earth's radiation belts during strong magnetic disturbances, Space Res., 16, 529, 1976.

17.Л.А. Дарчиева, Т.А. Иванова, Э.Н. Сосновец, Л.В. Тверская, О структурных и динамических особенностях проникновения солнечных космических лучей в полярные шапки, Изв. АН СССР, сер. физ., 37, 6, 1313-1317, 1973.

18. Т.А. Иванова, Э.Н. Сосновец. Л.В. Тверская, Эффект северо-южной асимметрии солнечных космических лучей и динамика плазменного слоя и дневного полярного каспа, Геомагнетизм и аэрономия, 16, 1, 159-163, 1976.

19 Л.А. Дарчиева, А.В. Дронов, Т.А. Иванова, Л.М. Коврыгина, Э.Н. Сосновец. Л.В. Тверская, Исследование магнитосферных процессов с помощью солнечных космических лучей, Изв. АН СССР, сер. физ. , 47, 9, 1838-1841, 1983

20. Э.Н. Сосновец. Л.В. Тверская, Динамика кольцевого тока по данным прямых измерений и по данным о солнечных космических лучах в магнитосфере, Геомагнетизм и аэрономия, 26, 1, 107-113, 1986.
21. Л.А. Дарчиева, Т.А. Иванова, Э.Н. Сосновец. Л.В. Тверская, Динамика экваториальных и полярных границ проникновения солнечных протонов с энергией >1 МэВ в магнитосферу во время сильной магнитной бури, Геомагнетизм и аэрономия, 30, 5, 856-858, 1990.
22. Т.А. Иванова, С.Н. Кузнецов, Э.Н. Сосновец. Л.В. Тверская, Динамика низкоширотной границы проникновения в магнитосферу солнечных протонов малых энергий, Геомагнетизм и аэрономия, 25, 1, 7-12, 1985.
23. R.A. Leske, R.A. Mewaldt, E.C. Stone, and T.T. von Rosenwinge, Observations of geomagnetic cutoff variations during solar energetic particle events and implications for the radiation environment at the Space Station, J. Geophys. Res., 106, 3011-3022, 2001.
24. 23. S.N. Kuznetsov, B.Yu. Yushkov, K. Kudela, J. Lemaire, I.N. Myagkova, L.I. Starostin, Yu.I. Denisov, Evolution of outer radiation belt during the month November 2001, according to relativistic electron observation from the CORONAS-F mission, ISEC 2003 Radiation Belt Science September 2 -3, 2003 TOULOUSE, France (Abstract) p. 19.
25. 24. S.N. Kuznetsov, B.Yu. Yushkov, K. Kudela, J. Lemaire, I.N. Myagkova, Penetration of solar energetic particles (SEP) into the magnitosphere, ISEC 2003 Radiation Belt Science September 2 -3, 2003 TOULOUSE, France (Abstract) p. 51.
26. Л.В. Тверская, М.В. Тельцов, С.И. Школьникова, Динамика ночной части аврорального овала, связанная с суббуревой активностью во время магнитных бурь, Геомагнетизм и аэрономия, 29, 2, 321-323, 1985
27. Meng C.-I., Dynamic variation of the auroral oval during intense magnetic storms, J. Geophys. Res., 89, 227-235, 1984.

28. Williams, D.J., J.F.Arens, and L.J.Lanzerotti, Observations of trapped electrons at low and high altitudes, J. Geophys. Res., 73, 5673-5696, 1968

29. Vakulov, P.V., L.M.Kovrygina, Yu.V.Mineev, and L.V.Tverskaya, Variation in intensity and spectrum of energetic electrons in Earth's radiation belts during strong magnetic disturbances, Space Res., 16, 529, 1976.

30. Emel'yanenko, S.P., S.N.Kuznetsov, and V.G.Stolpovsky, Outer radiation belt during strong magnetic storm, Kosmicheskie Issledovanija /Russian/ 16, N4, 529-543, 1978

31. Li, X., and M.A.Temerin, The electron radiation belt, Space Sci. Rev., 95, 569-580, 2001.

ring current, Planet. Space Sci., 33,

33. Kamide Y., Is substorm occurrence a necessary condition for a magnetic storm?, J/ Geom/ Geoelectr. 44,109,1992

34. Sharma A.S., Valdivia J.A., Kamide Y., Dynamic relationship brtween storms and substormsms, Substorms-4, ed. by S. Kokubun and Y. Kamide, Terra Sci., Tokyo, p. 737-741, 1998.

35. Ijemori T. Substorms as a dissipation process in geomagnetic storms, Substorms-4, ed. by S. Kokubun and Y. Kamide, Terra Sci., Tokyo, p. 99-101, 1998.

36. Iyemori, T., Relative contribution of IMF-Bz and

substorms to the Dst-component, Proc. of International

Conference on Magnetic Storms,

37. Maltsev Y. P., Non-substorm Mechanism for Magnetic Storms

39. Исаев С.И. Морфология полярных сияний, Л., Наука, 1968

-Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюстрированный словарь терминов. Пер. с англ. Под ред. Бруцека А. и Дюрана Шю, М.: Мир, 254 с., 1980.

41. Atlas of Ionograms. Report UAG-10, Ed. Shapley A.H., 268 p., 1970.

-Sugiura M. Hourly values of equatorial Dst for IGY. Annals of IGY, V.35, p.1, 1964.

42. Афонин В.В., Коломийцев О.П., Мизун Ю.Г. Измерения электронной температуры на спутниках и особенности ее поведения в области главного ионосферного провала. Геомагнетизм и аэрономия, Т. 18, № 3, С. 432-435, 1978.

43. Samson J.S., Harrold B.G., Ruohoniemi J.M., Walker A.D.M. Field line resonances associated with MHD waveguides in the magnetosphere // Geophys. Res.Lett. 1992. Vol.19. p.441-441.

45. Клейменова Н.Г., Козырева О.В., Биттерли М., Шотт Ж.-Ж. Длиннопериодные (1-6 мГц) геомагнитные пульсации в начальную фазу большой магнитной бури 21 февраля 1994 г. //Геомагнетизм и аэрономия, 2000, т.40, N 4, с. 16-25.

46. Клейменова Н.Г., Козырева О.В., Биттерли Ж., Биттерли М. Длиннопериодные (Т=8-10 мин) геомагнитные пульсации в высоких широтах // Геомагнетизм и аэрономия, 1998, т.38, No. 4 ,c.38-48.

47. Pilipenko V., Kleimenova N., Kozyreva O., Engebretson M., Rasmussen O. Long-period magnetic activity during the May 15, 1997 storm // J. Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 2001, v.63, No 5, p.489-501.

48.. В.Г. Митрикас, А.Н. Мартынова. Модель защищенности обитаемых отсеков базового блока станции МИР. – Косм. исслед., 1994, т.3, № 3, с.115-123.

51. Радиационная обстановка … наст. Выпуск