Storm case study
Магнитные бури 29-31.10.03


  В нашем саде в самом заде
  Вся трава помятая,
  То не ветер, то не буря,
  То любовь проклятая!

  П. Киреевский, Русские песни, т.3
 

Магнитосфера, октябрь-ноябрь 2003 / ЗАЛП АВРОРЫ/

Коллаборация

Панасюк М.И7., Кузнецов С.Н7., Лазутин Л.Л.7, Авдюшин С.И5, Алексеев И.И.7, Аммосов П.П. 3, Антонова А.Е7, Баишев Д.Г. 3, Беленькая Е.С. 7, : Белов А. В. 2, Бенгин В.В. 4, Бобровников С.Ю. 7, Бондаренко В.А. 4, Боярчук К.А. 2,

Веселовский И.С. 7, Вьюшкова Т. Ю. 10, Гаврильева Г. А. 3, Гайдаш С.П. 2, Гинзбург Е.А. 5, Денисов Ю.И. 7, Дмитриев А.В7., Иванов-Холодный Г.С. 2, Калегаев В.В. 7, Канониди Х.Д. 2, Клейменова Н.Г6. Козырева О.В. 6, Коломийцев О.П. 2, Крашенинников И.А2 , Криволуцкий А. А. 10, Кудела К. 7, Куминов А. А. 10, Лещенко Л.Н. 2. Марьин Б.В. 7, Митрикас В.Г. 4, Муллаяров В.А. 3, Муравьева Е.А. 7, Мягкова И.Н. 7, Петров В.М. 4, Подорольский А.Н7. Пудовкин М.И. 8, Самсонов С.Н. 3, Сахаров Я.А. 9 Свидский П.М5, Соколов В.Д. 3, Соловьев С.И. 3, Сосновец Э.Н. 7 Старостин Л.И. 7, Тверская Л.В. 7, Трошичев О.А. 1 Цетлин В.В. 4, Юшков Б.Ю. 7

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.

Магнитная буря вызывает в магнитосфере множество процессов. Мы рассмотрим основные - деформации структуры магнитосферы, границы проникновения солнечных космических лучей, границы авроральной зоны и полярной шапки, динамики радиационных поясов, влияние суббурь на развитие токовых систем магнитной бури. Теоретическая часть представлена модельными расчетами для данной конкретной цепочки мировых бурь на базе параболоидной модели магнитосферы и сравнением результатов модели с измерениями. Цельная картину бури будет смоделирована, как изменение во времени глобальных магнитосферных токовых систем. Эти токовые системы присутствуют перманентно, они существуют и в спокойной магнитосфере. Однако во время бури, под воздействием мощных потоков солнечной плазмы, интенсивность этих токовых систем возрастает более чем на порядок. Кардинально меняется и пространственная структура магнитосферы.

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.

 

2. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА МАГНИТОСФЕРНОЙ АКТИВНОСТИ

Исследованию процессов на Солнце и в гелиосфере посвящена первая ствтья коллаборации [1]. Здесь мы дадим краткую сводку параметров солнечного ветра, определявших динамику магнитосферных процессов в исследуемый период.

По геомагнитной активности 2003 год стал бы самым возмущенным годом 23-го цикла даже без последнего всплеска солнечной активности. Большей частью межпланетные возмущения и геомагнитная активность в 2003 году были связаны не с эруптивной активностью Солнца, а с протяжёнными долгоживущими низкоширотными корональными дырами. На протяжении всего года Земля переходила из одного высокоскоростного потока солнечного ветра, обусловленного корональной дырой, в другой поток. Причем магнитные бури, вызывавшиеся высокоскоростным потоком солнечного ветра из одной, самой протяженной корональной дырой, продолжались по несколько суток подряд – порой дольше недели. Когда же к влиянию корональных дыр добавились спорадические эффекты, средняя активность магнитного поля Земли стала исключительно высокой. Это хорошо видно на графике поведения Ар-индексов геомагнитной активности в 2003 году (рис 2.1). Второй максимум геомагнитной активности, как правило, наблюдается на спаде солнечного цикла, но в текущем цикле он оказался значительно выше первого. Средний за год Ap-индекс геомагнитной активности в 2003 году равен 21.9 нТл. Это очень высокое значение, уступающее только 1951, 1960, 1982 и 1991 годам (рис2.2).

За 2003 год по предварительным расчетам зарегистрировано 62 магнитные бури. Среди них: 2 исключительно большие (extreme) бури 29 октября и 30-31 октября. Трижды 29-30 октября регистрировался максимально возможный Kp-индекс 9, в текущем цикле до этого был только один такой 3-часовой интервал (в июле 2000 г.). Три последних дня октября оказались самым возмущенным трехдневным интервалом за всю историю Ap-индексов.

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.

Целая серия вспышек, всплесков радиоизлучения, выбросов вещества - подробная история развития солнечной активности представлена в работах (1 и 2) в настоящем номере журнала. Нам следует выделить вспышку X17.2/4B 28 октября, начавшуюся в 9:51 и достигшую максимума в 11:10 UT. Она сопровождалась мощными радиовсплесками всех типов и ускорением заряженных частиц до энергии >7 GeV.

Во время вспышки наблюдалось очень большой, плотный и быстрый выброс солнечного вещества, со скоростью >2100 km/s. Межпланетная ударная волна достигла Земли 29 октября в 6:12 UT, всего через 19 часов после вспышки. Это самый быстрый приход межпланетного возмущения с 1972 г..

Вечером 29-го произошла еще одна гигантская протонная вспышка (X10.0/2B S15W02) с радиовсплесками 2-го и 4-го типа, большим потоком ускоренных частиц и ярким и быстрым (скорость почти 2000 км/с) выбросом вещества.

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

К сожалению, при экстремальных параметрах корональных выбросов массы, имевших место во время магнитные бури октября 2003 года детекторы КА, призванные регистрировать характеристики плазмы в околоземном пространстве, оказались не готовы к работе в таких условиях. Мощные потоки частиц привели к нарушениям в работе приборов, измерявших параметры плазмы практически на всех космических аппаратах, осуществляющих мониторинг солнечного ветра (ACE, Genesis, SOHO). В результате данные по скорости и плотности солнечного ветра во время главной фазы магнитных бурь 28-31 октября 2003 года носят фрагментарный и противоречивый характер. Тем не менее, совместный анализ данных ACE и Geotail позволил восстановить временной профиль потока солнечного ветра в окрестности магнитосферы.

На рисунке 2.3 показана потоковая скорость плазмы солнечного ветра, полученная по спектру He++. Данные прибора SWICS на КА ACE, предназначенного для изучения энергетического спектра ионов солнечного ветра. Скорость плазмы солнечного ветра была определена нами по данным прибора SWICS (КА ACE) поскольку дрейфовая скорость ионов в скрещенных полях не зависит от массы и заряда иона. Для определения плотности потока солнечного ветра мы использовали данные КА Geotail(рис 2.4) , который в течение 28-29 октября находился в солнечном ветре, вверх по потоку от головной ударной волны.

Сильное давление солнечного ветра и отрицательное Bz резко изменило структуру магнитосферы Земли. Это привело к увеличению области проникновения солнечных энергичных частиц и уменьшению области, в которой может существовать захваченная радиация (радиационные пояса). В поздние вечерние часы по UT по данным ИСЗ GOES-10 29 и 30 октября на главной фазе магнитных бурь магнитопауза находилась на R<6.6RE.

Магнитная обстановка была возмущенной весь рассматриваемый период. Суббури происходили каждый день, спокойные паузы продолжались не больше нескольких часов. Три магнитных бури – с внезапным началом в 0612 UT 29.10 с постепенным началом в 12 UT того же дня и постепенным началом в16-18 UT 30.10 составили центральную совокупность событий.

3. ДИНАМИКА МАГНИТОСФЕРЫ ВО ВРЕМЯ МАГНИТНОЙ БУРИ 29-31 ОКТЯБРЯ 2003 Г. МОДЕЛЬНЫЕ РАСЧЕТЫ.

Данные по солнечному ветру в окрестности Земли позволяют определить основные параметры магнитосферы. В параболоидной модели используется пять таких параметров [2]. Прежде всего, это угол наклона геомагнитного диполя к оси Z солнечно-магнитосферной системы координат, ψ. Он однозначно определяется мировым временем и характеризует сезонные и суточные вариации магнитосферного поля.

Магнитный поток в долях хвоста магнитосферы (или поток в полярной шапке), F , является другим важным параметром магнитосферы. При проведении модельных расчетов мы использовали для F следующее выражение:

где Ф0 – магнитный поток в долях хвоста магнитосферы в спокойные периоды, а Фs –магнитный поток, связанный с усилением токовой системы хвоста магнитосферы во время суббуревых возмущений:

AL индекс был получен оцифровкой предварительных данных, приведенных графически на сайте МЦД 2 в Киото, R1 и R2 - расстояния до подсолнечной точки на магнитопаузе, и до переднего края токового слоя, соответственно. R1 определялось по модели [3] из данных измерений в солнечном ветре скорости и плотности плазмы, а также Bz компоненты ММП. R2 определялось проэктированием экваториальной границы овала полярных сияний. Эта граница находилась по формуле [4] с использованием по предварительных данных о Dst индексе, также полученных на сайте МЦД 2 в Киото.

Магнитное поле кольцевого тока в центре Земли, br, является пятым параметром модели магнитосферы, который, в соответствии с уравнением Десслера-Паркера-Скопке, пропорционален полной энергии захваченных частиц в области кольцевого тока. Этот параметр характеризует интенсивность кольцевого тока во время магнитной бури и может быть определен из уравнения Бартона, которое описывает динамику кольцевого тока во время магнитной бури как суперпозицию двух процессов: инжекции плазмы из области геомагнитного хвоста и распада кольцевого тока [5]. Более подробно параметры модели магнитосферы и методика расчетов описаны в работе [2]. Набор эмпирических данных, необходимых для определения параметров магнитосферы ψ, F , R1, R2 и br, включает в себя Dst, AL индексы, а также Bz компоненту ММП, скорость и плотность солнечного ветра.

К сожалению при экстремальных параметрах корональных выбросов массы, имевших место во время магнитные бури октября 2003 года детекторы КА, призванные регистрировать характеристики плазмы в околоземном пространстве, оказались не готовы к работе в таких условиях. Мощные потоки частиц привели к нарушениям в работе приборов, измерявших параметры плазмы практически на всех космических аппаратах, осуществляющих мониторинг солнечного ветра (ACE, Genesis, SOHO). В результате данные по скорости и плотности солнечного ветра во время главной фазы магнитных бурь 28-31 октября 2003 года носят фрагментарный и противоречивый характер.

В наших вычислениях использовались данные протонного монитора, установленного на КА SOHO. Хотя данные по скорости являются, очевидно, недооцененными, эти измерения являются наиболее полными из всех, представленных в настоящее время в мировой сети, что позволяет провести

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

На рисунке 3.1 показаны исходные параметры солнечного ветра: Bz компонента ММП (по данным ACE), плотность n и скорость V (данные протонного монитора SOHO), а также, полученные из Киото геомагнитные индексы Dst и AL для интересующего нас интервала времени. Представлены среднечасовые значения. Данные ACE и SOHO приведены с учетом времени распространения от точки либрации до Земли.

По данным измерений, представленным на рисунке 3.1 были рассчитаны временные профили параметров магнитосферы. На рисунке рис 3.2 приведены параметры модели магнитосферы ψ, F , R1, R2 и br. Заметно, что в течение 29-30 октября лобовая магнитопауза несколько раз оказывается на расстояниях ближе 6,6 радиусов Земли.

Магнитосферное магнитное поле Земли рассчитывается в параболоидной модели как сумма

Вычитая из поля магнитосферных источников вариацию спокойного дня, которая была рассчитана для “спокойных” условий в солнечном ветре (v=400km/c, n=5cm-3, bz=0nT, Dst=-5, AL=0) и учитывая вклад земных

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

Dst=DCF+DT+DR.

На рисунке 3.3 приведены вклады в Dst токов на магнитопаузе (а), кольцевого тока (b) и токового слоя хвоста (c). На рисунке 3.3(d) приведено сравнение измеренного и рассчитанного Dst для интервала 28-31 октября 2003 года.

Среднеквадратичное отклонение равно 45 нТл, что составляет величину порядка 11% от максимума Dst. Наибольшее расхождение наблюдается вo время главной фазы заключительной бури в полночь 30 октября, что может быть связано с недостаточно надежным определением параметров солнечного ветра протонным монитором SOHO.

В заключение этого раздела можно сказать, что магнитная буря в октябре 2003 года относятся к наиболее мощным геомагнитным возмущениям в текущем цикле солнечной активности. Динамическая модель магнитосферы, описывающая динамику глобальных магнитосферных токовых систем во время магнитной бури [2] позволяет достаточно точно предсказать поведение Dst вариации по параметрам межпланетной среды.

Модельные расчеты описывают описанное в работах О.Б. Хорошевой [6] существенное расширение аврорального овала во время магнитной бури. Об этом же эффекте свидетельствует эмпирическая зависимость положения максимума внешнего пояса релятивистских электронов от максимума |Dst|, которая была получена Л. В. Тверской [7].

Модельные расчеты демонстрируют существенную роль токового слоя хвоста магнитосферы в формировании Dst вариации на разных фазах бури. Недавние публикации группы ученых из Лос-Аламоса [8.] содержат экспериментальные свидетельства доминирующей роли токового слоя хвоста магнитосферы в формировании депрессии геомагнитного поля вплоть до максимума главной фазы (Dst до -350 нТ) магнитной бури 31 марта 2001 г. Соответствующее предсказание (о значительной роли токового слоя во время магнитной бури) было сделано российскими исследователями (Ю.П. Мальцев, Я.И. Фельдштейн, и сотрудниками НИИЯФ - И.И. Алексеев, В.В. Калегаев, Е.С. Беленькая) еще в 1993-1996 годах [9,10].

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.

 

4. СОЛНЕЧНЫЕ КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ

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

4.1. Геостационарные спутники Экспресс-А2 и Экспресс-А3 в период рассматриваемого события функционировали на долготах 80° в.д. и 14° з.д., соответственно. Регистрация энергичных частиц на этих ИСЗ осуществлялась с помощью идентичных приборов ДИЭРА, разработанных в Отделе теоретической и прикладной космофизики НИИЯФ МГУ для контроля радиационной обстановки на высокоапогейных спутниках навигации, связи и ТВ-вещания [11, 12]. ИСЗ Экспресс-А2 и А3 имели “жесткую” ориентацию в пространстве относительно оси “х”, проходящей через центр Земли.

На рисунке 4.1 приводятся скорости счета в имп/с полупроводниковых детекторов с толщиной чувствительного слоя ~1 мм Si. Регистрация электронов с энергией Ее=0.8–1.0 МэВ и протонов с Ер=12–50 МэВ осуществлялась в пределах конуса с углом раствора ~20° , ориентированного в сторону от Земли по оси “х” спутника. Геометрический фактор для регистрации частиц таких энергий составлял G~10-3 см2ср. Время усреднения данных в каждом цикле измерений составляло 6 минут.

Вне угла приёмного конуса детекторы окружены пассивной защитой, через которую могли проникать электроны с энергией ~10 МэВ и протоны с Ер ~80 МэВ. Геометрический фактор для регистрации частиц таких энергий в пределах угла ~2p стерадиан, составлял G~5 см2ср.

В период с 06UT 28.10.03 по 06UT 31.10.03 г., когда наблюдался наиболее жесткий спектр протонов СКЛ, в показания детектора могли давать вклад протоны высоких энергий за счет боковых прохождений через пассивную защиту.

В показаниях электронного канала хорошо видна суточная вариация потоков на геосинхронной орбите. Обращают на себя внимание резкие спады интенсивности электронов с Ее=0.8-1.0 МэВ 24.10 и 04.11.2003 г. Эти вариации связаны с усилением геомагнитных возмущений во время слабых магнитных бурь (см. Dst-вариацию). После спада интенсивности электронов 24.10.03 г. в течение ~3 суток шло её возрастание. Однако в начале 28.10.03 г. уровень интенсивности электронов всё ещё был на порядок ниже предбуревого. Во время мощного возрастания солнечных протонов 28-30.10.03 счет детектора был обусловлен протонами с энергиями в десятки МэВ. 01.10.03 г. началось возрастание интенсивности электронов, достигшее за ~10 час уровня, на порядок превышающего предбуревой. Таким образом, появившиеся на геосинхронной орбите электроны ускорились на фазе восстановления последней супербури, максимум амплитуды Dst-вариации которой (~400 нТ) зарегистрирован в 23UT 30.10.03 г.

4.2. Коронас-Ф - низковысотный спутник (hорбиты» 500км, i=82.5° , Tобр=94.5 мин), с полярной орбитой. Детектор частиц МКЛ и СКИ подробно описаны в [13, 14].

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.

Первая значительная вспышка на Солнце (Х1.2; 3В) произошла в 05:57-07:33 UT 26 октября в восточной части лимба (S15E44). Быстрый приход частиц от этой вспышки в районе Земли не наблюдался. Небольшая ударная волна замечена ~ 05 UT 28 октября. Вторая вспышка того же дня, тоже класса Х1.2, менее интенсивная в оптике и микроволновом радиоизлучении, произошла на западе (N03W38) в 17:21-19:21 UT. Заметное возрастание потоков электронов, протонов и ядер наблюдалось начиная с 1950 UT. Малое время задержки частиц, крутой фронт нарастания потоков и заметная дисперсия по скоростям соответствуют быстрому распространению частиц в невозмущенном межпланетном пространстве.

Вспышка 28.10.03 в 09:51-11:24 UT (Х17.2; 4В, S16E08) дала наибольший в этой серии вспышек эффект в СКЛ. Распространение частиц от этой вспышки происходило более сложно, поскольку потоки частиц модулировались мощной УВ. Первый приход СКЛ наблюдался в 12:46 UT. Быстрый приход частиц, выраженная дисперсия по скоростям и быстрое нарастание потоков говорят о свободном распространении вдоль ММП. Однако по достижении максимумов потоков, в ~ 18 часов, вместо спада наблюдается подъем, связанный с УВ, и становящийся все более крутым по мере ее приближения. Основная масса частиц пришла вместе с УВ и за ее фронтом. Этот максимум, как обычно для событий такого типа, наиболее сильно проявляется в частицах меньших энергий и энергетический спектр в максимуме более крутой, чем спектр предшествующих потоков СКЛ. Показатель спектра для ядер О в диапазоне 10-37 МэВ/нуклон равен – 3.2 в максимуме и – (2.1-2.3) до прихода УВ.

Следующая сильная вспышка (Х10; 2В) произошла в той же АО 0486 (S15W02) в 20:37-21:01 29 октября. Приход частиц от этой вспышки виден в потоках частиц большой энергии, для малых энергий его трудно визуально выделить на фоне значительных потоков СКЛ от вспышки 28-го. Но показатель энергетического спектра для усредненного потока ядер О в 02-10 часов 30 октября был – 2.1, т.е. такой же, как в первые часы возрастания от предыдущей вспышки.

Возрастание потоков низкоэнергичных протонов и ядер после 19 UT 30 октября связано с приходом КВМ (CME) и так же, как и в предыдущем событии, спектр для ядер О стал заметно круче: показатель для потоков О в 20-24 UT 30 октября равен – 3.6. Датчики электронов это возрастание не регистрируют.

Еще одна сильная вспышка (Х8.3; 2В) в той же АО (S14W56) наблюдалась 02 ноября в 17:03-17:39. Начало возрастания потоков электронов, протонов и ядер Не с энергиями 4.4-19 МэВ/нуклон было начинается в 19:45. Это возрастание похоже на первое в этой серии событий СКЛ и его характер соответствует распространению СКЛ в слабовозмущенном ММП. Показатель энергетического спектра для суммированных по событию (до 15 часов 03 ноября) потоков ядер О равен – 3.7. Возрастание потоков СКЛ после 16 часов 03 ноября может быть связано с менее сильными вспышками (Х2.7; 2В и Х3.9; 2F), наблюдавшимися в этот день в АО 0488 у западного лимба, и потоками КВМ от вспышки 02 ноября.

5 ИЗМЕРЕНИЯ НА СПУТНИКЕ МЕТЕОР-3М

5.1. Орбита и аппаратура

Спутник “Метеор-3М” №1 запущен 10.12.2003 года на приполярную круговую солнечно-синхронную орбиту с высотой ~1000 км, наклонением 99,6°, периодом обращения 105 минут. Бортовая аппаратура для наблюдений вариаций потоков заряженных частиц включает Комплекс геофизических измерений КГИ-4С (ИПГ) и многоканальный спектрометр геоактивных излучений МСГИ-5ЕИ (НИИЯФ МГУ и НЦ ОМЗ).

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:

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

5.2. Динамика внешнего пояса электронов

В настоящем сообщении представляются предварительные результаты исследований динамики радиационных поясов электронов с энергией > 8 МэВ. Измерения электронов таких энергий малочисленны и поэтому наиболее интересны.

Изменение со временем профиля потоков электронов с энергиями > 8 МэВ, регистрировавшихся черенковским детектором при разных пролетах через внешний пояс, показано на рис. 5.1. Моменты пролетов спутника указаны на графике Dst-вариации в нижней части рисунка. 27.10.03 максимум внешнего радиационного пояса наблюдался на L ~ 3.3. На фазе восстановления первой супербури он сместился на L ~ 2.6; возрастание скорости счета в области L>3 на этом пролете связано с тем, что здесь черенковский счетчик регистрировал солнечные протоны с энергией больше 600 МэВ. К концу фазы восстановления второй супербури (02.11.03) произошло небольшое дополнительное смещение пояса к Земле (Lmax ~ 2.5), а интенсивность возросла (пролеты подбирались по близким значениям напряженности магнитного поля B).

Таким образом, в результате нескольких сильных магнитных бурь максимум внешнего радиационного пояса электронов с Ее>8 МэВ сместился на L-оболочки внутреннего пояса. Аналогичный эффект мы наблюдали по данным ИСЗ Метеор во время бури 24-25 марта 1991 г. [15]. Mаксимум сформировавшегося в результате “ударной” инжекции во время мощного внезапного начала бури пояса электронов с Ее>8 МэВ в течение последовавшей затем супербури (|Dst|max~300 нТ) сместился с L~2.8 на L~2.3. На фазе восстановления этой бури появился “новый” пояс электронов меньших энергий (0.7-3 МэВ) с максимумом на L~3. Это значение Lmax хорошо соответствует зависимости положения максимума пояса инжектированных во время магнитных бурь релятивистских электронов от амплитуды Dst-вариации [16 ]..

На фазе восстановления супербури 31 октября 2003 г. также появился новый пояс электронов с Ее>0.7 МэВ с максимумом на L~2.9, а в конце фазы восстановления 1-2 ноября на профиле внешнего пояса возник ещё дополнительный максимум на L~4.5 (для всех энергий электронов).

5.3. Границы проникновения солнечных протонов в магнитосферу Земли

В околоземном космическом пространстве структура и потоки солнечных космических лучей (СКЛ) определяются структурой геомагнитного поля. Исследование динамики границ проникновения СКЛ в магнитосферу Земли дает ценную информацию об изменении топологии геомагнитного поля во время геомагнитных возмущений.

В НИИЯФ МГУ был разработан метод диагностики различных структурных областей в магнитосфере с помощью малоэнергичных СКЛ: плазменного слоя, дневного полярного каспа, кольцевого тока, границ полярной шапки [17-21].

Наиболее детально корреляционные связи между широтой геомагнитного обрезания и индексами геомагнитной активности были изучены на большом массиве данных для протонов с Ер>1 МэВ, измеренных на ИСЗ серии Космос в 1972-1977 гг. [22]. Оказалось, что положение широты геомагнитного обрезания на разных местных временах наилучшим образом определяется параметром AD=(Dst2+0.02∙AE2)1/2. Для солнечных протонов с энергиями в десятки МэВ, измеренных на ИСЗ SAMPEX, подробные данные о вариациях геомагнитного обрезания во время бурь различной интенсивности опубликованы сравнительно недавно [23]. Показано, что коэффициенты корреляции между широтой геомагнитного обрезания и индексами геомагнитной активности Кр и Dst составляют, соответственно, 0.76 и 0.77. По данным измерений солнечных протонов с энергиями в десятки МэВ на ИСЗ Коронас-И и Коронас-Ф получены эмпирические зависимости положения границ проникновения солнечных протонов с энергиями в десятки МэВ от комбинации параметров Dst и AE, а также давления солнечного ветра [24,25] (см. раздел 6).

На рис. 5.2 представлены вариации границ проникновения солнечных протонов L b с энергией > 90 МэВ, измеренных на ИСЗ Метеор-3М в вечерне-полуночном секторе магнитосферы в конце октября 2003 г. Положение границ определялось по моменту спада интенсивности протонов в 2 раза по отношению к среднему значению на полярном плато. Видно, что экстремальное низкоширотное положение границ хорошо соответствует моментам максимума амплитуды Dst-вариации во время супербурь 29 и 30 октября. Минимальная инвариантная широта границы (L b~49° ) достигнута в максимуме супербури 30 октября. Границы хорошо следуют за ходом Dst на главной фазе этой бури. Однако во время первой и второй бурь ход границ значительно отличается от хода Dst. Ясно, что необходимо, кроме Dst, учитывать и другие факторы, влияющие на положение границ СКЛ в магнитосфере: индексы АЕ и Кр, давление солнечного ветра и зависимость от местного времени.

5.3. Высыпания авроральных электронов

Динамика областей высыпания малоэнергичных электронов, вызывающих свечение полярных сияний, исследовалась во многих работах (см., напр., [26] и соответствующие ссылки). Особый интерес представляют данные для очень сильных магнитных бурь (|Dst|max≥400 нТ). За последние 40 лет зарегистрировано лишь 4 таких бури, две из них − в октябре-ноябре 2003 г.

В настоящем сообщении мы представляем предварительные результаты, полученные по данным измерений авроральных электронов спектрометром МСГИ-5ЕИ, установленном на ИСЗ Метеор-3М.На рисунке 5.3 и на рисунке 5.4 показаны профили интенсивности электронов с Ее=10 кэВ, зарегистрированные при пролетах ИСЗ Метеор-3М в одних и тех же областях магнитосферы в южном полушарии. На рис. 5.3 – в сравнительно спокойных геомагнитных условиях 27.10.2003 г., на рис. 5.4 – за ~ 1 ч до максимума бури 30.10.2003 г. В счет спектрометра 27.10.2003 г. большой вклад дали электроны с энергией >2 МэВ внешнего радиационного пояса (см. два пика скорости счета с вечерние и дневные часы местного времени на L~3.3 ).

С надежностью могут быть идентифицированы лишь “авроральные” пики интенсивности на дневной стороне на L~8 со скоростью счета 3.102 с-1. Максимальная скорость счета на всем пролете составила 3.103 с-1.

Картина резко изменилась на пролете 30.10.2003 (рис. 5.4). Максимум высыпаний электронов на вечерней стороне сместился до L~2.8, на дневной – до L~4, а скорость счета в максимумах возросла более чем на порядок.

На рис. 5.5 приведен спектр электронов в диапазоне энергий 0.1 – 15 кэВ, зарегистрированный в максимуме высыпаний (L~2.8 ) на вечерней стороне (рис. 4). Спектр имеет максимум на энергиях ~ 1 кэВ, что типично для спектров авроральных электронов в структурах типа “перевернутого V”.

Главная фаза супербури 30.10.03 развивалась очень быстро, мощные суббури следовали одна за другой. Предварительный анализ геомагнитных данных SAMNET и ИЗМИРАН показывает, что в конце главной фазы бури центр западной электроструи смещался, по крайней мере, до зенита станции Борок ( L~2.9). Z-компонента магнитного поля станции Москва ( L~2.6) все это время оставалась отрицательной (электроструя севернее Москвы ).

6. КОРОНАС-Ф. ДВИЖЕНИЕ ГРАНИЦ МАГНИТОСФЕРЫ

Одна из главных особенностей магнитной бури - перенос активных процессов во внутреннюю магнитосферу. На дневной стороне граница магнитосферы смещается к Земле с 10 до 6 Re и глубже, в результате чего геостационарные спутники оказываются на некоторое время в солнечном ветре. На ночной стороне границы овала полярных сияний смещаются к Земле, экваториальная до 50°, приполюсная до 60° [27 ]. Значительную трансформацию претерпевают радиационные пояса Земли, наблюдается и опустошение, сброс частиц и ускорение, и радиальный перенос.

Трудно однозначно определить причины трансформации магнитосферы во время бури, поскольку возможные источники воздействия обостряются одновременно – растет давление солнечного ветра и напряженность его магнитного поля, возникает и растет кольцевой ток, наблюдается повышенная суббуревая активность. Совместное влияние кольцевого тока и авроральной активности исследовалось в работе [22] и для протонов с энергией >1 MeV была найдена лучшая корреляция границы проникновения с комбинацией AD = Ö (Dst2+ k× AE2), где k = 0.02. Фактор давления солнечного ветра учитывается в индексе Кузнецова X0, соответствующего расстоянию до носовой точки магнитосферы, определяемому по формуле

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

Динамика границы проникновения солнечных протонов и электронов - хороший индикатор структуры магнитосферы. Ее исследованию посвящены работы Kuznetsov et al, [24,25] по данным спутников Коронас-И и Коронас-Ф и Тверской и др [15-22]. Статистический анализ нескольких событий показал, что граница проникновения солнечных электронов контролируется суббуревым индексом авроральной активности Ае и в меньшей степен и - Хо. Для солнечных протонов значимыми в равной степени являются Хо и AD -индексы

Серия магнитных бурь 29 30 октября, вызванная КВМ, эмитированными солнечными вспышками 28 и 29 октября, является рекордной и по величине Dst до -400 нТ и по глубине проникновения солнечных энергичных частиц и по уменьшению области, в которой может существовать захваченная радиация (радиационные пояса). В поздние вечерние часы по UT 29 и 30 октября на главной фазе магнитных бурь магнитопауза по данным ИСЗ GOES-10 (для

GOES-10 LT=UT-9 часов) находилась на R<6.6 RE. На рис. 6.1 приведены данные о вариации Hsym (минутный аналог Dst-вариации), о Bz-компоненте магнитного поля по данным ИСЗ GOES-10 и вариациях границы области проникновения электронов солнечного происхождения с утренней и вечерней сторон (светлые и темные кружки соответственно) 29 и 30 октября. Граница проникновения солнечных электронов отслеживает границу полярной шапки, силовых линий, уходящих в хвост магнитосферы. Ее приближение к Земле в вечерние часы 29 и 30 октября соответствует измерениям на геостационарных спутниках. Спутник LANL91 находился на долготе, близкой к долготе GOES-10, и показал резкое уменьшение потока электронов с Ее ~ 135 кэВ 29 и 30 октября в вечерние часы вблизи локального полудня в связи с тем, что спутник оказался вне магнитосферы. Спутник LANL97 в 6 ч. UT находился вблизи местного полдня. 29 октября после SC также наблюдалось резкое уменьшение потока электронов с Ее ~ 135 кэВ, по-видимому, спутник оказался вне магнитосферы.

6.1. Граница проникновения солнечных космических лучей

Солнечные космические лучи в полярных шапках присутствуют с 26 октября, что дает возможность проследить движение границ проникновения до начала магнитных бурь 29-30 октября и на фазе затухания.

. 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.

На рис 6.2 приведен временной ход фоновой границы проникновения протонов с энергией 60 МэВ. Располагается эта граница глубже, чем на рис 5.2, что естественно, и достигает глубины 45°, т.е. L = 2.

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.

До начала бури. На рис 6.2 видно, что существенные вариации положения границы проникновения наблюдаются не только во время магнитных бурь. В первой половине 26.10 граница движется к полюсам до 68˚, затем вечером 26 и ранним утром 27.10 вновь уходит к экватору до 56˚ инвариантной широты. Почти весь день 27 и до 02 UT 28 октября граница движется к полюсам, а затем - снова к экватору, причем наблюдается сильный разброс положения границы.

Можно с большой долей уверенности положить, что приближение границы к Земле во второй половине 26 октября связано с повышенной суббуревой активностью, тогда как удаление границы от Земли вызвано спадом активности. На рис. 6.3 приведены магнитограммы обсерватории Ловозеро, рассмотрение которых подтверждает это предположение.

Вместе с тем для равного по глубине сдвига границы 28 октября не удается найти аналогичной цепочки суббурь. Магнитная обстановка остается спокойной всю первую половину суток, когда наблюдается сдвиг границ. Разгадка, вероятно, кроется в поведении солнечного ветра. По данным спутников Wind и Geotail с 02 UT до 04-06 UT плотность СВ растет в десять раз, с 1 до 10 частиц в м3. Наблюдается и небольшой, но заметный рост скорости от 480 до 600 км/с. Кроме того, около 09 UT наблюдается разрыв, скачек плотности и температуры, связанный с прохождением фронта ударной волны. Именно этим можно объяснить наблюдавшийся в эти часы разброс в положении границ проникновения СКЛ при дневных и ночных пролетах.

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.

Связь с Dst. На рис. 6.4 приведены более подробные графики движения фоновой границы 29 и 30 октября вместе с графиком Dst. В целом видно хорошее совпадение движения границ с Dst, отмеченное в разделе 5 поданным спутника Метеор. Хорошая корреляция обеспечивается на фазе восстановления бури с откатом границы проникновения к полюсам. На главной фазе картина более сложная.

Сдвиг границ в начале первой бури происходит быстро, почти скачком. В главной фазе второй бури также сдвиг границы быстрый, существенно быстрее, чем спад Dst. Учитывая сказанное выше, можно предположить вклад суббуревого фактора. Действительно, как мы увидим ниже, необычная сильная суббуря была триггирована внезапным началом в 06.12 UT 29 октября. Второй быстрый сдвиг границы в 19-20 UT также совпал с сильной суббурей в полуночном секторе. Поэтому ниже мы рассмотрим картину суббуревой активности отдельно.

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.

6.2. Динамика радиационных поясов

Динамика радиационных поясов во время магнитных бурь, как основного источника радиационной опасности в около земном пространстве, уже длительное время привлекает к себе внимание исследователей [28-31]

Данные о потоках частиц в полярных шапках и в радиационных поясах получены с помощью ИСЗ КОРОНАС-Ф. В это время спутник имел полярную орбиту (наклонение орбиты 83° ) с высотой около 450 км. Поэтому мы могли регистрировать захваченную радиацию лишь в районе Южно-Атлантической магнитной аномалии. На рис. 6.1 . и рис. 6.5 время регистрации захваченных электронов в утренние часы (~9 ч. MLT) отмечено светлыми треугольниками, а в вечерние часы (~21 ч. MLT) – темными треугольниками. Чтобы получить данные о внешнем и внутреннем поясе, мы должны скомбинировать данные 2-3 прохождений через область аномалии.

Данные о радиационных поясах 28 октября могут служить характеристикой пояса перед магнитными бурями. На рис. 6.6 в левой половине слева представлены данные о структуре потоков электронов с энергиями 0.3-0.6 и 1.5-3 МэВ с утренней стороны, справа представлены данные о структуре потоков протонов с энергиями 1-5 и 14-26 МэВ. Правая половина рисунка имеет аналогичную структуру для анализа потоков частиц, зарегистрированных с вечерней стороны Земли. С утренней стороны, исключая 29 октября, данные получены в относительно спокойное время. Таким образом, 30, 31 октября мы видим результаты воздействия бурь 29 и 30 октября. 29 октября данные о внешнем поясе получены в ~ 8:39 UT при Dst = -150 нТ (Hsym=-120нТ). Мы видим, что размеры внешнего пояса сильно уменьшился. При предыдущем прохождении внешнего пояса (в ~07.03 UT) пояс практически не изменился по сравнению с 28 октября (смотри рис. 6.7), хотя Hsym=-300нТ.

Пояс протонов с энергией 1-5 МэВ в октябре 2003г. имел дополнительный максимум на L~3. В 8:39 UT 29 октября граница проникновения протонов солнечного происхождения находилась на L~3. В вечерние часы 29 и 30 октября пояс регистрировался в главной фазе магнитных бурь.

29 октября пояс электронов еще не сформировался. На L>3 поток электронов с энергией 0.3-0.6 МэВ существенно меньше, чем до магнитной бури. На L<2.7 поток захваченных электронов с энергией 1.5-3 МэВ больше, чем до бури. Максимум главной фазы зарегистрирован в первом часу 30 октября, и возрастание потоков электронов надо ожидать после 1 часа 30 октября. 30 октября в 9:28 внешний пояс был зарегистрирован с максимумом на L~2.5. На L=2.5 также сформировался поток протонов с энергией 1-5 МэВ. 30 октября в 22:10 вблизи максимума главной фазы максимум внешнего пояса сместился на L~2, его граница была зарегистрирована на L~3.

Граница области проникновения солнечных протонов с энергией 1-5 МэВ была зарегистрирована на L~2. 31 октября в 8:43 UT внешний радиационный пояс имел границу на L~6, максимум пояса электронов находится на L~2.2.

Мы также зарегистрировали возрастание потоков протонов с энергией 1-5 и 14-26 МэВ на L~2-2.2. 31октября в 22-23 UT мы не имели данных, поэтому привели вечерние данные за 1 ноября. Видно расширение внешнего пояса электронов, значительное увеличение потоков электронов с энергией 1.5-3 МэВ. Пики протонов с энергией 1-5 и 14-26 МэВ сохранились. Структура поясов с 1 по 5 ноября изменилась мало. Максимум потоков электронов регистрировался на L~2.5. Продолжали наблюдаться пики протонов с энергией 1-5 и 14-26 МэВ. Пик протонов с энергией 14-26 МэВ наблюдался на L~2.7-2.9, а протонов с энергией 1-5 МэВ на L~2.

Из приведенных данных видно, что во время главных фаз магнитных бурь граница области проникновения солнечных электронов смещалась до инвариантной широты 50° (L=2.5) с вечерней стороны и 55° (L=3.1) с утренней стороны. Этим можно объяснить формирование внешнего пояса на L~2.5.

Протоны солнечных космических лучей в главные фазы магнитных бурь проникали до L=2. На L>2 возникают дополнительные пояса протонов с энергиями 1-5 и 14-26 МэВ.

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

7. СУББУРЕВАЯ АКТИВНОСТЬ

    1. Динамика авроральной зоны

Магнитосферные суббури сопровождают мировые бури и являются их важной составляющей. Связь индексов суббуревой активности и Dst известна давно и подтверждалась во многих работах. В частности, Пудовкин [32] показал хорошую корреляцию без видимой задержки между Dst и Dp. Аналогичные результаты были получены рядом других исследователей [33,34]. Эта связь указывала на важную если не основную роль ассиметричного протонного кольцевого тока, возникающего благодаря инжекции протонов 20-100 кэВ во время суббурь на ночной стороне Земли.. Вместе с тем в работах Иемори [35,36] методом наложения эпох было обнаружено, что начало суббури связано не с усилением, а с началом затухания Dst-вариации, результат прямо противоположный принятому до этого мнению.

В развитие этих идей в работе Мальцева [37] утверждается, что суббури не играют никакой роли в развитии магнитных бурь.

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

Рис 7.1 Магнитограммы восточной цепочки станций (ИКФИА) 29-31.10.03. Сверху вниз: Тикси (TIX), Зырянка (ZYK), Якутск (YAK) и вариации Dst индекса. Прямоугольниками отмечены интервалы работы ТВ камеры всего неба на ст.Жиганск, где зачернениям соответствуют усиления авроральной активности. Цифрами 1-15 и 1-10 отмечены ТВ кадры, показанные на рис.7.7.

Общее представление о суббуревой активности дают магнитограммы восточной цепочки станций (рис 7.1) и магнитометров западной цепочки - Ловозеро ( рис. 7.2) и Москвы (рис. 7.3) .

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.

Полярные сияния. На рис. 7.7 приведена серия снимков полярных сияний обсерватории Жиганск ИКФИА. Моменты съемки указаны стрелками на рис. 7.1. Обсерватория расположена вблизи южной границы авроральной зоны и в ее поле зрения оказываются возмущения и в традиционной авроральной области (например в 17.55 30.10), и в зените, и в субавроральной зоне.

7.2 Суббури в сияниях на средних широтах

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).

Повышенная интенсивность OI 844,6 нм регистрировалась три ночи 29, 30, 31, в другие ночи до 29 и после сияния не наблюдалось.

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.

Из других наблюдений 29.10 отметим, что суббуря, начавшаяся около 19 UT, проявилась в двух всплесках (рис 7.8), но в максимуме бухты активность резко уходит на север, и в Маймаге этой мощной суббури не видно. Отметим также, что и на магнитометрах западной цепочки в средних широтах этой суббури не видно.

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].

7.3 Ионосфера над Москвой

Ниже приведены предварительные результаты анализа данных вертикального зондирования ионосферы в период ионосферно-магнитного возмущения 29-31 октября 2003 г.

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 (55о сш, 37о 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.

Местное время связано с мировым соотношением: LT = UT + 2 часа.

В колонке для области Е записан тип спорадического слоя.

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.

События в магнитосфере и ионосфере, обусловленные выдающейся активностью Солнца в октябре 2003 г. развивались аналогичным образом, хотя были значительно сложнее.Как было показано выше, в средних широтах наблюдались такие возмущения верхней атмосферы и ионосферы, которые обычно наблюдаются только в авроральной зоне в Арктике или Антарктике.

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).

8. ГЕОМАГНИТНЫЕ ПУЛЬСАЦИИ С ПЕРИОДОМ 3-6 МИН (РС5)

Одним из ярких проявлений большой магнитной бури в октябре 2003 было возбуждение в дневное время 29 и 31 октября геомагнитных пульсаций Рс5, характеризующихся необычно большой (до 600 нТл) амплитудой с максимумом в спектре в полосе частот 2.5-5.0 мГц (периоды порядка 3-6 мин).

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,:

- Что является источником начала резкого возрастания амплитуды пульсаций?

9. ОНЧ - ИЗЛУЧЕНИЕ В ЯКУТСКЕ

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.

Характер записи показывает, что вариации амплитуды отражали геомагнитные вариации.

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

в почти импульсные вариации на частотах 0,4-4,0 кГц.

Внезапный импульс SC в 06.12 UT проявился в широкополосном импульсе ОНЧ-излучения (более 10 кГц) значительной амплитуды, после чего произошел срыв генерации ОНЧ-излучения во всем диапазоне частот.

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.

10. РАДИАЦИОННАЯ ОБСТАНОВКА

На международной космической станции МКС во время обсуждаемых событий продолжалась регулярная работа экипажа, и лишь на некоторое время в соответствии с прогнозами активности переносились в более защищенные отсеки. На борту МКС установлен большой набор датчиков, контролирующих радиационную обстановку в ее различных отсеках.

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.

В таблице 10.1 приведены значения суточных поглощенных доз измеренные этими датчиками.

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.

Из анализа представленной информации следует вполне удовлетворительное согласие расчетных результатов с экспериментальными данными.

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])

 

 

12. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

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.

В каждом из разделов работы было предложено обсуждение наблюдавшихся явлений, поэтому здесь мы приводим лишь некоторые из выводов.

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

4. Показано, что граница проникновения СКЛ находится в постоянном движении, в отсутствие магнитных бурь от положения при спокойном состоянии магнитосферы около 68˚ инвариантной широты, в возмущенном состоянии опускается до 58˚. Мы выделяем две независимые причины более глубокого положения границы - цепочка магнитосферных суббурь и увеличение давления солнечного ветра.

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. В начале активной фазы второй магнитной бури 29.10 на двух оптических обсерваториях ИКФИА подробно зарегистрирована суббуря в полярных сияниях на средних широтах. Эти уникальные наблюдения показывают, что в ней присутствовали все элементы классической авроральной суббури. Хотя в популярной литературе описания картин полярных сияний в средних широтах не редкость, научное описание, опирающееся на обсерватоские наблюдения сделано едва ли не впервые.

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.

БЛАГОДАРНОСТИ

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.


Авторы благодарны участникам проекта CPMN за использование авроральных и геомагнитных данных.

Работа по разделу 3 была проведена при финансовой поддержке РФФИ (гранты 01-05-65003, 00-15-96623, 01-07-90117 и 02-05-74643) и гранта Шведской Академии наук.

Часть работ по разделам 7.1 и 7.2 (СИС, БДГ) выполнена при финансовой поддержке гранта РФФИ -03-05-39011-ГФЕН.

Работа по разделу 7.3 выполнена при поддержке Программы фундаментальных
исследований отделения физических наук РАН "Солнечный ветер: генерация и
взаимодействие с Землей и другими планетами (ОФН-16)" и грантом РФФИ
02-05-64386.

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

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

Дата, время ( LT) Кр Область F Область Е
Тип Es
29.10.2003
08.00 4Без особенностей -
08.30 9foF2~5.8 МГц, h`F~260 км f
09.00 9foF2~4.5 МГц, h`F~470 км -
09.30-10.30 9B -
11.00-18.00 6Без особенностей -
18.00-19.30 7F -
20.00-21.30 9A s
22.00-22.30 7B -
23.00 9A a
23.30 9B -
30.10.2003
00.00 9A f
00.30-01.00 9B -
01.30 9A s
02.00 8F s
02.30 8foF2~2.5 МГц, h`F~530 км -
03.00 8foF2~3.5 МГц, h`F~500 км -
03.30-04.00 8B s
04.30 8foF2~2.3 МГц, h`F~500 км -
c 05.00-07.30 5Без особенностей -
08.00 4foF2~2.3 МГц, h`F~300 км -
08.30 4B -
09.00 4Без особенностей -
09.30-12.00 4B -
12.30-20.00 4Без особенностей -
20.30-22.00 9F -
23.00 9A a
23.30 9B -
31.10.2003
00.00 4F s
00.30-01.30 9A s
02.00 9F -
02.30-04.00 9B -
04.30 9foF2~2.0 МГц, h`F~510 км -
05.00- 7Без особенностей -

*) 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.

 

Таблица 4.1

Относительный химический состав ядер с энергией 11.4 – 23 МэВ/нуклон во вспышках СКЛ

26 октября – 04 ноября 2003.

Время

С

N

O

Ne

Mg

Si

19 h 26 Oct – 13 h 27 Oct

43 ± 17

10.8 ± 7.1

100

10.8 ± 7.1

30 ± 14

24 ± 11

12 h 28 Oct – 18 h 28 Oct

48.2 ± 6.7

12.0 ± 2.7

100

13.6 ± 2.9

24.4 ± 4.2

23.1 ± 4.1

18 h 28 Oct – 06 h 29 Oct

46.5 ± 3.3

12.3 ± 1.4

100

11.4 ± 1.4

24.5 ± 2.2

21.1 ± 1.9

06 h 29 Oct – 14 h 29 Oct

44.1 ± 4.8

12.6 ± 2.0

100

14.0 ± 2.2

20.6 ± 2.9

13.6 ± 2.2

14 h 29 Oct – 10 h 30 Oct

41.8 ± 5.4

12.1 ± 2.4

100

17.3 ± 2.9

22.4 ± 3.6

19.3 ± 3.3

10 h 30 Oct – 01 h 31 Oct

39.9 ± 5.6

14.9 ± 2.8

100

28.3 ± 4.2

30.4 ± 4.6

20.5 ± 3.5

18 h 02 Nov – 15 h 03 Nov

33.2 ± 3.9

13.3 ± 1.9

100

13.4 ± 1.9

19.5 ± 2.5

14.9 ± 2.1

16 h 03 Nov – 13 h 04 Nov

45 ± 13

11.6 ± 5.4

100

23.2 ± 8.6

29 ± 10

10.1 ± 4.1

 

ПОДПИСИ К РИСУНКАМ

Рис 2.1 График поведения Ар-индексов геомагнитной активности в 2003 году.

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.

Рисунок 3.1. Исходные данные о параметрах межпланетной среды и геомагнитной активности во время бури 28-31 октября 2003 г.

Рисунок 3.2. Рассчитанные по экспериментальным данным ключевые параметры магнитосферы во время бури 28-31 октября 2003 г.

Рисунок 3.3. Рассчитанные по экспериментальным данным ключевые параметры магнитосферы во время бури 28-31 октября 2003 г.

Рис 4.1 Регистрация частиц на геостационарных спутниках Экспресс-А2 и Экспресс-А3

Рис 4.2 Пример измерений энергичных частиц на спутнике Коронас-Ф при пролете авроральной зоны и полярной шапки

Рис 4.3. Потоки протонов в полярной шапке 26.10- 6.11.2003 по измерениям на спутнике Коронас-Ф

Рис 4.4. Потоки электронов в полярной шапке 26.10- 6.11.2003 по измерениям на спутнике Коронас-Ф

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. 5.3. Профиль скорости счета электронов с Ее=10 кэВ, зарегистрированный при пролете ИСЗ Метеор-3М в южном полушарии 27.10.2003 г.

Рис 5.4 То же, что на рис.5.3, но для пролета 30.10.2003 г.

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

Рис. 6.1. Параметры солнечного ветра по данным ИСЗ АСЕ и геомагнитные возмущения с 28 октября по 5 ноября 2003 г. Светлые и темные треугольники показывают время прохождений ИСЗ КОРОНАС-Ф через радиационные пояса, представленные на рис.3.

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 Bz 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 7.1 Магнитограммы восточной цепочки станций (ИКФИА) 29-31.10.03

Рис 7.2 Магнитограмма ст. Ловозеро (ПГИ) 29-31.10.03

Рис 7.3 Магнитограмма ст. Москва (ИЗМИРАН) 29-31.10.03

Рис 7.4 Поглощение космического радиошума, измеренное риометром обс. Тикси

Рис 7.5. Импульс SC и начало главной фазы бури на приэкваториальной станции Alise Spring.

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

Рис. 7.7 Кадры съемки полярных сияний на станции Жиганск (ИКФИА) 29.-30.10.03

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

Рис 7.9 Ионограммы ст. Москва (ИЗМИРАН) 29-30.10.03

Рис.8.1 Дневные часы магнитограмм за 29 октября на скандинавском профиле обсерваторий на широтах от полярной шапки до экватора

Рис.8.2 - такие же магнитограммы за 31 октября

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 8.4 То же для 31.10.03

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. 10.1 Динамика накопления дозы по данным детектора ДБ-8 № 1.

Рис. 10.2а. Динамика поглощенной дозы на МКС в октябре 2003 г.

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.

Рис. 10.3 Зависимость дозы от толщины экранировки (дать все дни в одном графике)

 

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Панасюк М.И. , Веселовский И.С. и др. Настоящий сборник

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.

13. Кузнецов С.Н., Богомолов А.В., Гордеев Ю.П., и др., Предварительные результаты эксперимента, проводимого с помощью комплекса аппаратуры СКЛ на ИСЗ "КОРОНАС-И", Изв.РАН. Сер. физ. 1995. Т. 59. С.2 - 6.

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.

  1. 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

  1. 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.
  2. 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.
  3. 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.
  4. 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.
  5. 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.
  6. 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.
  7. 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
  8. 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.

32. Pudovkin, M. I., S. A. Zaitseva, and L. Z.

Sizova, Growth rate and decay of magnetospheric

ring current, Planet. Space Sci., 33,

1097-1102, 1985.

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,

Rikubetsu, Hokkaido, Japan, October 6-8,

1994, p.98-104.

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

Sixth International Conference on Substorms,

University of Washington, Seattle,March 25-29, 2002

Edited byR. M. Winglee, p.494-489,2002

38. Аммосов П.П., Гаврильева Г.А.
Инфракрасный цифровой спектрограф для измерения вращательной
температуры гидроксила //Приборы и техника эксперимента. 2000 г. ╧6,
с. 792-797.

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

40. Руководство URSI по интерпретации и обработке ионограмм. Пер. с англ. Под ред. Медниковой Н.В., М.: “Наука”, 342 с., 1977.

-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.

44. Клейменова Н.Г., Козырева О.В., Зайцев А.Н., Одинцов В.И. Геомагнитные пульсации Рс5 на глобальной сети обсерваотрий в магнитную бурю 24 марта 1991 г.// Геомагнетизм и аэрономия, 1996, т.36, N 1, c.52-62.

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.

49. В.А. Бондаренко, В.Г. Митрикас, В.В. Цетлин. База данных о радиационной обстановке на станции МИР в период с 08.02.87 по 28.08.99. – М., Роспатент, 2000, № 2000620017.

50. В.В. Бенгин и др. Алгоритм. Прогноз уровней радиационного воздействия от солнечного космического излучения на борту космического аппарата, выполняющего полет по околоземной орбите. – М., ОФАП, № П003934

51. Радиационная обстановка … наст. Выпуск

52. Вариации озона … наст. выпуск