О.В. Хорошева

Связь геомагнитных возмущений с динамикой магнитосферы и параметрами межпланетной среды

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 с последними данными.
Первая часть данной работы является обобщением работ автора по исследованию движения к Земле границ сияний, электроджета, высыпаний частиц и плазмопаузы во время магниных бурь с критическим анализом существующих представлений.
Вторая часть отражает опыт автора по сопоставлению индексов магнитной активности и араметров межпланетной среды и может быть полезна при решении практических проблем космической погоды.

Результаты анализа

Эффект насыщения. На рис.1 приведена зависимость (Ljmin,a) минимальной за бурю широты наблюдения полярных сияний (aurora, высота над поверхностью Земли h~100 км) и связанных с ними полярных ионосферных электроструй (electrojet) от величины Dst-вариации, характеризующей мощность магнитосферного кольцевого тока. Полярные же сияния и электроструи связаны с поясом мягких электронов (их энергия Ее - единицы, первый десяток кэВ) и, следовательно, их перемещение характеризует его динамику. Здесь же приведен график Lpp, отражающий движение плазмопаузы (границы плазмосферы) как по прямым измерениям плазмы на спутниках (10²-10³ см3), так и по наблюдениям красного свечения (SAR-дуг, h ~ 200 км), как на спутниках, так и на Земле.
Этот результат был опубликован более 20 лет тому назад [1-3] по материалам большого количества экспериментальных данных, здесь же приведены результативные кривые без экспериментальных точек.
Как видно из рисунка, с ростом возмущения широта наблюдения рассматриваемых образований уменьшается, т.е., увеличивается смещение вглубь соответствующих им магнитосферных оболочек. Однако по мере смещения вглубь это продвижение все более затрудняется. Так, например, для смещения на L~1 оболочки, соответствующие полярным сияниям и электроструе (Lj,a) требуется:

Рис.1. Зависимость минимальной широты (Ljamin ) наблюдения полярных сияний и электроструй,
средней широты за бурю ( Lj ) электроструй, плазмопаузы (Lpp)
от величины максимального значения Dstmax.
Λ -исправленная геомагнитная широта, L – параметр магнитной оболочки.

L  ~	        7→6	         6→5           5→4	     4→3

Dst, нТл ~      -(0→20)     -(20→50)   -(50→100)   -(100→220)


ΔDst, нТл  ~         20               30	          50	          120

Наконец, 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 Λп~52^o (L~2,7) для плазмопаузы Λп~40^o (Lп~1,7), ионосферный провал ведет себя подобным образом и, по-видимому, определяет место пересечения пояса мягких электронов и плазмосферы [3].


Рис.2 (слева). Зависимость величины Ljamin и Λ от logDst. Положение электроструи 13.03.1989 показано звездочкой [6].
Рис.3 Зависимость положения максимума электронов с энергией Е ~ 1 МэВ [5]. График дополнен двумя точками: +[4], * [6]. Пунктир – аппроксимация.
>

На рис.2 зависимость, приведенная на рис.1, дана в логарифмических шкалах. Видно, что в этой системе координат зависимость L(Dst)в диапазоне Dst~-(60 - 250) нТл является линейной и может быть представлена функцией
Dst~ α/ L^2,7 [3]. А далее наступает то самое насыщение, когда прекращается продвижение вглубь, о котором говорилось при обсуждении рис.1.
Здесь уместно рассмотреть результат работ [4-6], где исследуется динамика пояса электронов с Ее ~ 1 МэВ. Рис.3 взят из работы [5], а рис.2 построен подобным же образом, и поэтому полученные результаты легко сопоставимы.
В линейных шкалах (рис.1) поведение МэВ-ных электронов (точечная кривая), полярных сияний и электроструй практически точно повторяют друг друга. Сам автор отмечает это в работе [5], а в [6] даже использует положение электроструи во время мощной бури 13.03.1989 г. на своем графике МэВ-ных электронов (звездочка на рис.1,2,3). Следовательно, и в логарифмическом масштабе их поведение должно быть подобным. Однако, результаты рис.3 авторами [5-6] интерпретируются как степенная зависимость во всем диапазоне Dst (Dst~β/ L⁴). 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. и, восстановить экспериментальную точку при Dst = -30 нТл (черный треугольник), которая была в самой ранней работе этой серии [4], а затем исключена во всех последующих публикациях, то форма зависимости скорее всего должна быть представлена пунктирной кривой, на которой так же как на рис.2 проявляется уплощение при возмущении, превышающем Dst =-250 нТл (Заметим, что это становится нагляднее, если масштаб по оси увеличить). А это значит, что имеет место эффект насыщения и глубина проникновения максимума МэВ-ных электронов также имеет предельное значение и оно равно L~1,7. При этом линейный участок на графике рис.3 пойдет несколько круче и зависимость становится не L⁴, а L³, что близко к значению L^2,7, полученному для Lj на рис.2 [5].

Говоря о динамике магнитосферы, стоит упомянуть о работах [7,8], в которых показано, что максимум пояса высыпающихся электронов с Ее > 30 кэВ с ростом Dst также смещается вглубь магнитосферы. Его ширина сильно увеличивается и во время суббурь его внутренняя граница может достигать L-оболочек, соответствующих положению плазмопаузы при таком значении Dst. В эти моменты столкновения горячей и холодной плазмы наблюдаются всплески ОНЧ-излучений (в диапазоне f=0,5-10 кГц), во время геомагнитных бурь сливающиеся в непрерывную шумовую бурю, так как суббури идут друг за другом целой серией.

Точность геомагнитных индексов. Индексы AU, AL, AE характеризуют интенсивность полярных ионосферных электроструй, т.е., мощность суббурь. Строятся они по H-компоненте магнитограмм станций, расположенных в поясе широт 65-70^o. Однако уже при Dst=60 нТл электроструи уходят из этого пояса (рис.1) и величина индексов сильно занижается [1]. Повысить же точность можно двумя путями: либо расширить этот пояс широт, либо на уже выбранных станциях использовать не только Н-, но и Z-компоненту магнитограмм, т.к. от удаленного от станции тока все возмущение будет проявляться именно в Z-компоненте, а H-компонента остается спокойной.
Кр-индекс в этом отношении более надежен, т.к. при его построении расширяется пояс широт до ~(50-60)^o. Однако временное разрешение (индекс 3-часовой) не позволяет использовать его для исследования суббурь, средняя продолжительность которых ~ 2 часа. Dst-индекс также не может дать точность, превышающую несколько десятков нТл. Дело в том, что в записи приэкватороиальных станций, по данным которых он строится, большой вклад (до ~ 100 нТл) могут дать токи растекания от ионосферных струй, а при сильных возмущениях магнитосферы и их прямой вклад, когда они уходят на очень низкие широты [9].

Связь между мощностью кольцевого тока и ионосферных электроструй. Связь эта линейная [1, 3]. На рис.4 приведен график зависимости Кр от Dst (Кр-индекс тоже логарифмический). Этот график может оказаться полезным хотя бы для качественного сравнения результатов разных авторов, если они при исследовании одного и того же явления используют эти разные индексы.

Рис.4. Связь между Кр и Dst –индексами.

Индекс АЕ определения мощности электроструй ненадежен. Если же ее измерять суммарным вектром возмущения от западной и восточной электроструй (ΔF_Σ=ΔF_W+ΔF_E; ΔF~[(2/3ΔH² + (3/2ΔZ²)]^1/2), то зависимость между Dst и ΔF_Σ также остается линейной (смотри рис.6). Предельное значение отличается примерно на порядок величины: Dst ~ -400 нТл, F_Σ ~ 2000 нТл.


Рис.5. Зависимость Dstmax и ΔF_Σ от потока электромагнитной энергии εmax    Рис.6. Вероятность наблюдения Р геомагнитных бурь от значения Dstmax.

Предельная величина возмущения. В работе [1] за 27-летний период (1957-1983 гг.) подсчитана вероятность наблюдения Р того или иного значения Dst. Оказалось (рис.5), что подавляющее время (Р?0,9) возмущение не превышает Dst = -60 нТл. Вероятность наблюдения более сильного возмущения резко падает (для Dst -100 нТл Р = 5.10^-2), а максимально наблюдавшееся за этот период значение Dst ~ -430 нТл имеет Р ~ 10^-3, ибо за все это время наблюдалось всего 4 такие бури.

Каков же предел магнитосферного возмущения? Последнее время внимание многих исследователей привлекли сильные бури, произошедшие в октябре-ноябре 2003 г. [10], для которых дается значение Dst ~ 400 нТл и –465 нТл., а в буре 13.03. 1989 г. было Dst -590 нТл. Если учесть, что точность построения Dst не может превышать нескольких десятков нТл, то значение Dst -600 нТл, вероятно, можно считать близким к предельно возможному.
Согласно рис.6 [3], зависимость Р от lgDst линейная и буря 13.02.1989г. (звездочка) ложится на экстраполированный участок этой прямой. Однако вероятность наблюдения такого возмущения ничтожно мала (P ~ 10^-4).

Связь магнитосферного возмущения с параметрами межпланетной среды. Какой же из параметров этой среды наиболее геоэффективен? По результатам работы [1], где сопоставляются выводы многих авторов, таковым является Y-компонента электрического межпланетного электрического поля VB_S. Коэффициент корреляции этого параметра с наиболее надежными индексами магнитосферной возмущенности достигает значения r = 0,95.

Рис.6 [3] отражает зависимость максимальной за бурю Dstmax от максимального значения ε = VB²sin⁴(θ/2)l₀², характеризующего поток электромагнитной энергии солнечного ветера, проникающий в магнитосферу (l₀=const ~7 радиусов Земли). Все статистические точки и индивидуальные измерения (кроме одного – звездочка) ложатся на прямую линию. Экстраполяция в область больших значений позволяет оценить предельное значение ε~5·10²¹ эрг·с^-1, опираясь на предельное значение (Dst) п ~ -430 нТл.
Относительно точки, выпавшей из общей зависимости (звездочка – буря 4-5.8.1972 г.), можно сказать следующее [1]. В двух разных источниках дается вдвое различающаяся величина Dst (-125 и –225 нТл). Исследование магнитограмм мировой сети показало, что их интерпретация часто не однозначна или невозможна (зашкал, переплетение записей разных компонент). В то же время на Λ=50^o была зарегистрирована электроструя, что возможно лишь при Dst ~ -400 нТл (рис.1). Более надежный индекс Кр показал, что суточная сумма ΣКр = 60+. Надо учесть, что за 27 лет (рис.5) ΣКр = 60-61+ наблюдалась лишь 4 раза в бурях с -400 нТл. ΣКр = 60+ должна соответствовать 3-х часовым значениям Кр=8, что, согласно графику рис.4, также дает Dst ~ -400 нТл. По-видимому, и в обсуждаемом случае звездочку следует поднять до этого уровня.
Бесспорной является связь между направлением межпланетного магнитного поля (знаком по вертикальной составляющей Bz) и суббуревой активностью. Суббури развивались при Bz < 0 и прекращались при Bz > 0, даже если магнитная буря была далека от ее завершения [8].

Список литературы

1.Хорошева О.В., Геомагнетизм и аэрономия, 1986, т.26, N 3, с.447.
2.Хорошева О.В., Тезисы докладов Международного симпозиума «Полярные геомагнитные явления», СССР, Суздаль, май 1986г.,с.97.
3.Хорошева О.В., Геомагнетизм и аэрономия, 1987, т.27, N 5, с.804.
4.Коврыгина Л.М., Тверская Л.В., Геомагнетизм и аэрономия, 1978, т.18, с.749.
5.Тверская Л.В., Геомагнетизм и аэрономия, 1986, т.26, с.264.
6.Tverskaya L.V. Adv. Space Res. 1996, v.18, N 8, 135.
7.Дронов А.В., Федякина Н.И., Хорошева О.В., Геомагнетизм и аэрономия, 1985, т.25, с.111.
1.Федякина Н.И., Хорошева О.В., Геомагнетизм и аэрономия, 1989, т.29, с.253.
2.Тверская Л.В., Хорошева О.В., Геомагнетизм и аэрономия, 1983, т.23, 605.
3.Панасюк М.И. и др. Космические исследования, т.42, N 5, 2004,  с. 509.

Смотрите об авторе О.Б. Хорошева