Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Структура дневных высыпаний и морфологические характеристики сияний 18
1.1. Структура дневных высыпаний 18
1.2. Высокоширотные исследования характеристик дневных сияний 29
1.3. Динамика дискретных форм дневных сияний 32
1.4. Вариации интенсивности дневных сияний в периоды суббурь 43
1.5. Структура,аврорального свечения в полуденном секторе 51
1.6. Связь параметров ионосферы с характеристиками дневных сияний 65
1.7. Влияние ММП и магнитной активности на динамику сияний 73
1.7.1. Влияние Bz компоненты ММП и магнитной активности 73
1.7.2. Влияние By компоненты ММП на положение дневных сияний 82
1.8. Возможные механизмы генерации дискретных форм дневных сияний 87
Глава 2. Импульсные явления в дневной высокоширотной области 96
2.1. Ионосферные проявления процессов на магнитопаузе 96
2.2. Геомагнитные импульсы в дневной высокоширотной области и их морфологические характеристики 107
2.3. Распределение вероятности появления магнитных импульсов noMLT 114
2.4. Динамика импульсных магнитных возмущений 120
2.5. Поведение дневных сияний при импульсных вариациях магнитного поля 123
2.6. Динамика холловских вихрей 132
2.7. Вариации параметров ионосферы в периоды TCV 141
2.8. Краткий анализ результатов наземных наблюдений 149
Глава 3. Импульсные явления в дневных сияниях по наблюдениям спутника polar 153
3.1. Наблюдения сияний со спутника POLAR 153
3.2. Характеристики ATE в предполуденном секторе 154
3.3. Характеристики ATE в послеполуденном секторе 160
3.4. Вариации магнитного поля в периоды послеполуденных ATE 163
3.5. Морфология сияний в периоды SSC и магнитосферная
проекция ATE..." 168
Глав 4. Состояние межпланетной среды в периоды регистрации магнитных импульсов и ate 173
4.1. Анализ отдельных событий магнитных импульсов 173
4.2. Ориентация ММП и параметры солнечного ветра: статистическое исследование 178
4.3. Характеристики межпланетной среды в периоды регистрации послеполуденных ATE 183
Глава 5. Источники импульсных возмущений 189
5.1. Внемагнитосферный источник высокоширотных импульсов и ATE 189
5.2. Область магнитосферного источника TCV 195
5.3. Возможные механизмы генерации TCV 203
Глава 6. Авроральные и геомагнитные пульсации 212
6.1. Пульсирующие сияния и геомагнитные пульсации 215
6.2. Область регистрации пульсирующих сияний и геомагнитных пульсаций 222
6.3. Меридиональная структура аврорального свечения в период регистрации пульсаций 230
6.4. Положение пульсирующих сияний в структуре областей высыпающихся и захваченных частиц дневного сектора 237
6.4.1 Связь со структурой высыпаний 237
6.4.2. Связь с зонами захваченных частиц 244
6.5. Магнитная активность и параметры межпланетной среды 246
6.6.0 механизме генерации пульсаций 250
Глава 7. Вспышечные проявления активности дневных пульсаций 256
7.1. Вспышки активности геомагнитных пульсаций и их связь с дневными сияниями , 256
7.2. Спектральные характеристики пульсаций свечения % дневных дуг сияний 266
7.3. Дневные геомагнитные пульсации, связанные с движущимися ионосферными вихрями 272
7.4. Проявление событий FTE в дневных геомагнитных пульсациях 286
7.4.1. Магнитные пульсации 2 декабря 1991 г 287
7.4.2. Магнитные пульсации 12 января 1992 г 292
7.5.0собенности генерации пульсаций в периоды DPI и FTE 296
7.5.1. Пульсации в диапазоне периодов Рс1-2. 296
7.5.2. Пульсации в диапазоне периодов РсЗ-4 299
7.6. Усиление мощности геомагнитных пульсаций в периоды начала магнитосферных суббурь
Заключение 317
Список опубликованных работ автора по теме диссертации 320
Список использованных источников 325
- Динамика дискретных форм дневных сияний
- Динамика импульсных магнитных возмущений
- Вариации магнитного поля в периоды послеполуденных ATE
- Ориентация ММП и параметры солнечного ветра: статистическое исследование
Динамика дискретных форм дневных сияний
В дневной части магнитосферы существует область, в которой геомагнитные силовые линии разделяются на две группы: одни замыкаются на дневной стороне магнитосферы, обращенной к Солнцу, а другие протягиваются от полярной шапки в магнитный хвост. Две такие области (по одной в каждом полушарии) имеют вид воронок, расширяющихся от Земли. С одной стороны воронки опираются на магнитосферу полярных шапок, а с другой - концы воронок выходят на магнитопаузу. Эти области называются дневными полярными (магнитными) каспами. Характерной особенностью каспов является то обстоятельство, что основные параметры плазмы в них и в переходном слое между магнитопаузой и земной ударной волной чрезвычайно схожи. Это позволяет считать, что частицы солнечного ветра проникают через каспы внутрь магнитосферы и высыпаются в атмосферу в области дневной части овала сияний без существенных ускорений.
Плазма переходного слоя, иногда несколько модифицированная механизмами ускорения, рассеяния и дрейфа, наблюдается в более широкой области (примерно 76-82 инвариантной широты и 08-14 MLT) как на разомкнутых, так и на замкнутых силовых линиях геомагнитного поля. Эта область получила название "полярный клефт". Собственно касп представляет собой более узкую по долготе область, расположенную в приполюсной части клефта, в которой регистрируются наиболее интенсивные потоки плазмы, подобной плазме солнечного ветра.
В 1985 г. на Международном совещании по проблемам полярного каспа были приняты следующие определения: "Клефтом является область, расположенная около полудня, в которой регистрируются высыпающие электроны с энергией примерно 100 эВ и которая связана с авроральным свечением в эмиссии 630.0 нм. Эта область может содержать дискретные структуры более высоких энергий. Каспом является более локальная область около полудня, расположенная внутри клефта, в которой регистрируются только низкоэнергичные высыпающиеся электроны и которая, вероятно, связана с магнитным каспом" /Heikkila, 1988/. Примерная структура плазменных областей, построенная по данным шведского спутника "Викинг", приведена в /Kremser and Lundin, 1990/.
Планетарное распределение различных областей плазменных вторжений на дневной стороне исследовалось в работах /Newell et al., 1991а; Newell and Meng, 1992; 1994/ по результатам наблюдений спутников серии DMSP, которые измеряют характеристики высыпающихся частиц на высоте около 800 км. В настоящее время в научной литературе наиболее широко используются обозначения областей высыпаний, предложенные этими авторами. Для обозначения различных типов авроральных вторжений в цитируемых работах использованы обозначения магнитосферных доменов (CPS - центральный плазменный слой, BPS - граничный плазменный слой, LLBL - низко широтный граничный слой и т.д.). На дневной стороне высыпания разделены на мягкую зону и более экваториальную область жестких высыпаний. Считается, что зона жестких высыпаний, обозначаемая как CPS, формируется электронами с энергией выше 1 кэВ, инжектированными в околоземную область на ночной стороне и затем дрейфующими вокруг Земли.
Мягкая зона высыпаний создаётся несколькими источниками. Здесь выделены четыре различные области: дневное протяжение BPS, LLBL, собственно касп и мантия. В мантии, располагающейся к полюсу от каспа, регистрируются очень низкие потоки ионов. Здесь наблюдается очень сильная дисперсия энергии ионов по широте. Эта область, по всей вероятности, является проекцией плазменной мантии, в которой частицы располагаются на силовых линиях, дрейфующих в хвост. Обычный размер области быстрой конвекции к полюсу составляет 3-4 часа по долготе, восточное электрическое поле при спокойных условиях составляет примерно 15 мВ/м, а в период возмущений 25 мВ/м и более.
В каспе поток энергии ионов составляет F, 1010 эВ/см2 с ст, а электронов -Fe 61010 эВ/см2 с ст; средняя энергия ионов 300 эВ , 3000 Эв, а электронов г 200 эВ /Newell and Meng, 1988/. LLBL - это область мягких высыпаний, располагающаяся экваториальнее каспа. Ионная плотность и спектральный пик в ионном потоке в среднем примерно на фактор 5 и 10, соответственно, меньше, чем в каспе. Средние электронные температуры обычно ниже 200 эВ, что соответствует средней энергии электронов меньше, чем -400 эв /Newell et al., 1991b/. BPS - это область высыпания электронов со средней энергией меньше 1 кэВ. Обычно эта область напоминает приполюсную часть ночного аврорального овала, т.е. электронная температура несколько сотен эВ и спектр электронов пространственно и спектрально структурирован /Newell et al., 1991b/.
Некоторые различия описанной выше системы обозначений и предложенной в работе /Kremser and Lundin, 1990/ обсуждаются в /Newell et al., 1991b/. В частности, предполагается, что клефт, представленный в работе /Kremser and Lundin, 1990/, соответствует частично области LLBL и частично BPS.
В настоящее время является общепринятым, что BPS располагается на замкнутых силовых линиях геомагнитного поля. Вопрос о том, связан ли LLBL с открытыми или замкнутыми силовыми линиями, остается открытым и активно обсуждается в научной литературе и на специально посвященных этой теме международных конференциях. Существуют серьезные доказательства, что LLBL состоит из двух слоев /Sckopke et al., 1981/. Внешний слой содержит плазму переходного слоя на открытых силовых линиях, которые конвектируют в антисолнечном направлении. Внутренний слой располагается на замкнутых силовых линиях, конвектирующих по направлению к Солнцу, и содержит плазму, как переходного слоя, так и магнитосферного происхождения /Ogilvie et al., 1984; Newell et al., 1991b; Fujimoto et al., 1997/.
Исследование процессов передачи энергии из переходного слоя в систему магнитосфера-ионосфера является фундаментальной проблемой физики магнитосферы. В этой связи в последние два десятилетия интенсивно исследуются процессы, протекающие на дневной магнитопаузе и в пограничных слоях магнитосферы. Полярный касп и низко широтный граничный слой рассматриваются как основные области, где происходит инжекция плазмы переходного слоя в магнитосферу. Можно выделить следующие возможные механизмы передачи энергии в магнитосферу:
Динамика импульсных магнитных возмущений
Для слоя F2 ситуация сложнее. Интенсивность эмиссии 630.0 нм нельзя просто пересчитать в функцию ионизации, а эмиссия 427.8 нм не может быть использована из-за наличия резонансной флюоресценции в дневном секторе. Однако в авроральных данных можно найти ситуации, когда после резкого увеличения интенсивности можно предположить q=0. В этом случае спад концентрации будет определяться коэффициентом рекомбинации р, оценку величины которого несложно выполнить. Наши данные дают значение Р=2х10"4 см3-с"\ что по порядку величины совпадает с расчетным значением для «максимальной модели» ионосферы /Исаев и Пудовкин, 1972/.
Таким образом, исследования показывают, что характеристики ионосферных отражений в дневной высокоширотной области тесно связаны с морфологическими и спектральными особенностями полярных сияний. Величина максимума электронной концентрации и эффективная высота Е- и F2-слоев хорошо коррелируют с интенсивностью аврорального свечения в эмиссиях 557.7 и 630.0 нм, соответственно. Увеличение интенсивности свечения сопровождается ростом электронной концентрации и уменьшением высоты слоев. Вид профиля электронной концентрации определяется величиной отношения интенсивностей 163о,о /1557.7 и является характерным для различных областей в структуре высыпания дневного сектора. Высота слоя F2 в полосе красного свечения составляет 240-260 км, а в области полярной шапки - 350-400 км.
Источником энергии геомагнитных возмущений в земной магнитосфере и ионосфере является плазма солнечного ветра с "вмороженным" в неё межпланетным магнитным полем. При этом наиболее существенную роль играет вертикальная компонента ММП. В работах /Vorobjev et al., 1976; Hotwitz and
Akasofu, 1977/ обнаружена тесная связь поведения дневных сияний с Bz компонентой ММП. Показано, что уменьшение (увеличение) Bz сопровождается смещением сияний в более низкие (высокие) широты. Детальное сопоставление вариаций ММП и положения сияний показало /Vorobjev et al., 1976; Sandholt et al., 1983/, что отклик дневных сияний запаздывает на 10-20 мин относительно соответствующих изменений В7-компоненты ММП в солнечном ветре на орбите Земли. Высокая корреляция между вариациями Bz компоненты ММП и крупномасштабными изменениями положения полярного каспа и дневных сияний отмечена также в работах /Burch, 1973; Kamide et al., 1976; Meng C.-I., 1984; Sandholt et al., 1986/. В работе /Воробьёв и Зверев, 1979/ изложены результаты статистического исследования связи между компонентами ММП и положением сияний в дневном секторе. Результаты этой работы, показанные на рис. 1.1, демонстрируют смещение дневных сияний в более низкие широты при уменьшении Bz- компоненты ММП. Уравнения регрессии для приполюсной и экваториальной границ сияний в северном полушарии имеют вид:
В работах /Vorobjev et al., 1975; Horwitz and Akasofu, 1977; Sandholt et al., 1983/ показано, что на положение дневных сияний оказывает влияние также и уровень магнитной активности в авроральной зоне. При одних и тех же значениях В2 компоненты ММП дневные сияния наблюдаются в более низких широтах в периоды магнитосферных возмущений. Увеличение магнитной активности на 100 нТл приводит к экваториальному сдвигу сияний примерно на 1-1.5 широты /Воробьёв и Зверев, 1979/.
Вывод о связи положения дневных сияний с Bz компонентой ММП оспаривается в работах /Eather et al., 1979; Eather, 1985/. Обнаружив хорошую корреляцию положения дневных сияний с АЕ-индексом магнитной активности, авторы этих работ делают заключение, что положение дневных сияний (и каспа) определяется процессами, происходящими внутри магнитосферы, а не условиями в межпланетном пространстве. Такой вывод ставит под сомнение существование пересоединения силовых линий межпланетного и геомагнитного полей.
Так как авроральная суббуря тесно связана с вариациями ММП, то изменения Bz компоненты должны проявляться в динамике сияний как по представлениям одних, так и других авторов. Различие заключается в том, что, согласно /Vorobjev et al., 1975; Horwitz and Akasofu, 1977; Sandholt et al., 1983/, вариации Bz с небольшим 15 мин запаздыванием проявляются в динамике дневных сияний. При решающем влиянии магнитной возмущенности должно наблюдаться значительное запаздывание, определяемое длительностью предварительной фазы суббури и, возможно, временем распространения активизации от полуночной стороны к полудню.
Для разделения влияния Bz и магнитной возмущенности на положение дневных сияний целесообразно использовать периоды, когда один из этих параметров меняется относительно слабо. Такие исследования были проведены нами в работах /Воробьев и др., 19886; Воробьев, 1988/, где использованы регистрации дневных сияний на обсерваториях Баренцбург и о. Хейса, записи магнитного поля обсерваторий Колледж и Черчилль в полуночном секторе авроральной зоны, а также данные по ММП со спутника ISEE-3. При сопоставлении наземных и спутниковых данных принималась во внимание временная задержка, учитывающая распространение плазмы солнечного ветра от положения спутника ISEE-3 до орбиты Земли.
Рис. 1.23 иллюстрирует положение дневных сияний, вариации горизонтальной компоненты магнитного поля в полуночном секторе и вариации Bz компоненты ММП 8 декабря 1978 г. (а) и 13 декабря 1979 г. (б). Величина магнитных вариаций в обсерватории Черчилль 8 декабря 1978 г. не превышала 30 нТл, а в обсерватории Колледж магнитное поле было практически спокойным. В дневном секторе на небосводе наблюдалась одиночная дуга, которая и определяла экваториальную границу аврорального овала. Иногда дискретные формы исчезали. В этом случае экваториальная граница определялась с помощью линейной интерполяции, которая показана на рисунке пунктиром. Сравнение кривых і и 2 свидетельствует о сходстве вариаций интенсивности Bz и в положении полярных сияний, коэффициент корреляции равен 0.74. Положение границы сияний изменялось в интервале 78-80 CGL.
Вариации магнитного поля в периоды послеполуденных ATE
В предыдущей главе были исследованы основные морфологические черты высокоширотных магнитных импульсов и поведение полярных сияний в периоды их регистрации. Было показано, что магнитные импульсы часто сопровождаются появлением в послеполуденном секторе ярких дискретных форм сияний, которые быстро перемещаются к полюсу и в западном направлении и исчезают через 4-8 мин после своего появления. Начало магнитного импульса сопровождается смещением к экватору на 1-2 широта полосы дневного красного свечения с одновременным увеличением ее интенсивности и увеличением интенсивности свечения эмиссии 557.7 нм к экватору от дискретных форм сияний и дневной красной полосы. Длительность экваториального смещения красной полосы и увеличения интенсивности эмиссии 557.7 нм составляет 20-30 мин.
В настоящем разделе, с учётом полученных выше результатов, мы подойдем к этой проблеме с несколько другой стороны. По наблюдениям спутника Polar отобраны случаи резких кратковременных увеличений интенсивности сияний в дневном секторе и исследованы их морфологические характеристики /Vorobjev et al., 2001/. Спутник Polar позволяет исследовать характеристики аврорального свечения одновременно во всем овале сияний, в то время как наземные оптические камеры всего неба имеют ограниченное поле зрения, представляющее собой круг радиусом примерно 600 км. По этой причине наземные оптические наблюдения очень трудно использовать для определения области появления авроральных интенсификации и исследования глобальной динамики сияний в процессе развития возмущения, хотя такая информация крайне важна для понимания механизмов их генерации.
Наблюдения спутника Polar в ультрафиолетовой области спектра использовались для исследования глобальной динамики аврорального свечения. Спутник был запущен 24 февраля 1996 г. на сильно вытянутую эклиптическую (2x9 Re) полярную орбиту с периодом обращения около 18 часов. На каждой орбите в течение 9 часов спутник производил мониторинг овала сияний в северном полушарии. Ежедневно осуществлялось примерно 2300 снимков сияний (каждые 37 с) с разрешением 0.04 на пиксель, что эквивалентно пространственному разрешению 40 км в предположении высоты свечения 120 км. Для наблюдения полярных сияний на спутнике использовались четыре узкополосных (ДА. 100 А) фильтра в UV области спектра: два на эмиссии [01] 130.4 нм и 135.6 нм и два на эмиссии N2 LBH (Lyman-Birge-Hopfield) около 150.0 нм и 170.0 нм /Torr et al., 1995/. В настоящей работе анализировались снимки сияний, произведенные, главным образом, в эмиссии N2 LBH на длине волны около 170.0 нм.
Для анализа использованы данные спутника за 5 зимних месяцев 1996-1997 гг. (всего 154 дня). С целью более надежного выделения интересующих нас событий был произведен визуальный просмотр всех снимков спутника с различными экспозициями и в отдельных случаях в различных диапазонах длин волн. В качестве импульсных явлений в полярных сияниях были приняты случаи резкого локального увеличения интенсивности дневного аврорального свечения длительностью от 5 до 30 мин, сопровождающиеся долготным перемещением области активизации. В дальнейшем для краткости будем обозначать такие события как ATE (auroral transient events). Всего было зарегистрировано 32 случая ATE в предполуденном секторе. Неожиданным явилось обнаружение 13 случаев ATE в послеполуденном секторе. Такие события ранее не были описаны в научной литературе, и их детальный анализ будет представлен в последующих разделах настоящей работы. Дополнительно для сопоставления рассмотрено глобальное поведение полярных сияний в период 5 внезапных начал магнитной бури (SSC).
Поведение сияний в период предполуденного ATE 8 января 1997 г. Для каждого кадра указано мировое время начала экспозиции. Верх кадра соответствует направлению на Солнце, утро-справа. исправленная геомагнитная широта - местное магнитное время показано на рис. 3.1. На каждом снимке широтные круги проведены через 10 CGL, а долготные линии - через каждые 2 часа MLT; направление верх-низ соответствует меридиану полдень-полночь, а направление справа налево соответствует меридиану утро-вечер!
Из рис. 3.1 можно видеть, что после 0625 UT наблюдалось увеличение интенсивности сияний в секторе 0630-0930 MLT примерно на широтах 70-77 CGL. Из-за относительно низкого пространственного разрешения оптической аппаратуры на спутнике сияния в начальный период времени представляют собой довольно обширное "пятно" относительно яркого свечения, однако, уже после 0628 UT видно, что яркие сияния разделились на две зоны, расширяющиеся в восточном направлении. При этом более высокоширотная часть свечения, содержащая дискретные формы сияний, смещается к полюсу и после 0635 UT достигает широты 80 N. По мере движения к полюсу область свечения быстро сужается в долготном направлении, а затем сияния затухают на долготах около 08 MLT. Экваториальная часть сияний, соответствующая полосе диффузного свечения, в процессе развития быстро распространяется в восточном направлении примерно вдоль зоны овала и достигает долготы 04 MLT в 0634 UT. Событие прекращается примерно в 0639 UT, когда яркость сияний в предполуденном секторе уменьшается до уровня, наблюдаемого перед началом ATE, что дает его длительность -14 минут. Длительность явления, структура сияний и характер их развития, а также направление и скорость перемещения авроральных форм близко совпадают с результатами наземных наблюдений полярных сияний в периоды высокоширотных магнитных импульсов.
Ориентация ММП и параметры солнечного ветра: статистическое исследование
В период регистрации пульсирующих сияний меридиональная структура аврорального свечения представляет собой полосу красного свечения (мягкие высыпания со средней энергией (0.5-0.6 кэВ), к экватору от которой располагается зона более жестких (4-6 кэВ) электронных высыпаний с преимущественным свечением в эмиссии 557.7 нм. Эти зоны разделены «провалом интенсивности свечения», в которой средняя энергия высыпающихся электронов составляет 1-2 кэВ. Дневные пульсирующие сияния регистрируются в области «провала интенсивности» и по морфологическим характеристикам могут быть разбиты на два типа: квазипериодические иррегулярные увеличения интенсивности свечения и колебания интенсивности, промодулированные более длиннопериодными вариациями.
Пульсации первого типа связаны с формированием в области провала интенсивности короткоживущих диффузных полос шириной 50-150 км и вытянутых в восточно-западном направлении. Длиннопериодные (2-5 мин) вариации свечения обусловлены расширением к полюсу экваториальной области жестких высыпаний, приполюсная граница которой испытывает более высокочастотные вариации, регистрируемые как вариации второго типа с модулированной амплитудой.
Положение пульсирующих сияний в структуре высыпаний дневного сектора исследовалось по одновременным наземно-спутниковым наблюдениям /Vorobjev et al., 1999/. На верхней панели рис. 6.10 показаны авроральные пульсации, зарегистрированные зенитным фотометром на о. Хейса 17 декабря 1985 г. (а) и 30 декабря 1984 г. (б) в интервалах 0439-0539 UT и 0400-0451 UT соответственно. Нижняя панель рисунка показывает более короткие интервалы пульсаций с увеличенным временным разрешением. Эти интервалы отмечены
Верхняя панель - авроральные пульсации, зарегистрированные зенитным фотометром на о. Хейса 17 декабря 1985 г. (а) и 30 декабря 1984 г. (Ь). Нижняя панель - более короткий интервал пульсаций с увеличенным временным разрешением. Штриховой линией отмечено время пролета спутника DMSP F7 над зоной пульсирующих сияний. 239 отрезками жирных линий на горизонтальной шкале в верхней панели каждого рисунка. Штриховой линией отмечено время пролета спутника DMSP F7 над зоной пульсирующих сияний. Траектория спутника проходила примерно вдоль геомагнитного меридиана и пространственно близко совпадала с меридиональным разрезом, контролируемым сканирующим фотометром (ФСК).
Рис. 6.11а иллюстрирует 10-секундные сканограммы ФСК, выполненные в эмиссии 557.7 нм в интервале 0508:30-0509:30 UT. Вдоль горизонтальной оси отложены зенитные углы. Заштрихованные области на рисунке показывают вариации аврорального свечения, регистрируемые зенитным фотометром как пульсации. В нижней части рисунка для скана в 0508:30 UT дополнительно показан меридиональный профиль аврорального свечения в "эмиссии 630.0 нм. Профили интенсивности эмиссий 557.7 и 630.0 нм показывают типичную для предполуденного сектора меридиональную структуру высыпаний. Интенсивность эмиссии 557.7 нм имеет два максимума, разделенных областью пониженной интенсивности. Приполюсный максимум совпадает с областью резкого увеличения интенсивности эмиссии 630.0 нм и таким образом связан с зоной мягких электронных высыпаний, соответствующих полосе дневного красного свечения. Экваториальный максимум интенсивности эмиссии 557.7 нм сопровождается только незначительным ростом интенсивности эмиссии 630.0 нм, что является типичным для зоны относительно жестких электронных высыпаний. Величина отношения интенсивностей эмиссий І6300/І5577 Дает среднюю энергию высыпающихся электронов меньше 1 кэВ в приполюсной зоне, 1-2 кэВ в области "провала интенсивности" и 4-Ю кэВ в экваториальной зоне высыпаний. Подобные результаты были представлены нами в предыдущем разделе.
Авроральные пульсации соответствуют резкому локальному увеличению интенсивности эмиссии 557.7 нм в области "провала интенсивности". Впечатление такое, что авроральное свечение всегда стремится заполнить желоб интенсивности, но некий обратный процесс препятствует этому. Отношение Ібзо /І5577 0.3 внутри импульса свечения, что соответствует средней энергии высыпающихся электронов примерно 4-8-кэВ. Это значение совпадает со средней энергией электронных высыпаний в жесткой экваториальной зоне.
Меридиональная структура авроральных высыпаний в период регистрации пульсаций, (а) Интенсивность эмиссии 557.7 нм относительно зенитного угла, отсчитываемого от южного горизонта. Заштрихованной областью показаны пульсации свечения, (б) Вариации потоков высыпающихся электронов (N) и их средних энергий (Е) в трех пролетах спутника DMSP F7 30 декабря 1984 г. Вертикальной штриховой пинией показан магнитный зенит станции, а сплошной линией - граница между высыпаниями типа CBS и BPS.
Толстой сплошной линией на рис. 6.11а отмечен скан, наиболее близко по времени соответствующий пролету спутника. Штриховой вертикальной линией здесь указано направление на магнитный зенит станции. Толстой вертикальной линией по данным спутника показано положение границы между высыпаниями центрального плазменного слоя (CPS) и граничного плазменного слоя (BPS) в соответствие с терминологией /Newell et al., 1991а/ или между диффузной авроральной зоной (DAZ) и высыпаниями аврорального овала (АОР) по нашей новой терминологии (п. 1Л). Здесь, как и во всех других разделах настоящей работы, под терминами CPS и BPS понимаются специфические характеристики высыпающихся авроральных частиц скорее, чем соответствующие обозначения магнитосферных доменов. Граница CPS-BPS (DAZ-AOP) разделяет область дневных электронных высыпаний на "мягкую" и "жесткую" зоны и соответственно дневное авроральное свечение на приполюсную красную полосу и более экваториальную область с увеличенной интенсивностью в эмиссии 557.7 нм. Рис. 6.11а показывает, что авроральные пульсации (АП) появляются в приполюсной части области жестких ( 1 кэВ) электронных высыпаний экваториальнее границы DAZ-AOP (CPS-BPS).
Характеристики высыпающихся электронов, зарегистрированные спутником DMSP F7 в период трех пролетов через зону высыпаний, показаны на рис. 6.116. Пролеты спутника соответствуют времени до, в период и после интервала наблюдений пульсирующих сияний 30 декабря 1984 г. (рис. 6.106). Вдоль горизонтальной оси отложена исправленная геомагнитная широта, соответствующая проекции траектории спутника на высоту ПО км. По вертикальным осям отложены значения потока высыпающихся электронов (N, штриховая линия) и их средняя энергия (Е, сплошная линия). Спутник пересекал зону пульсаций в 0412:35 UT. Характеристики высыпающихся электронов для этого пролета показаны на средней панели рис. 6.116. Толстой вертикальной линией в каждом пролете отмечено положение границы между CPS и BPS (DAZ-AOP), а штриховой вертикальной линией показано положение магнитного зенита обсерватории на высоте ПО км. Тот факт, что АЛ наблюдаются в зените обсерватории в 0413 UT, а зенит располагается экваториальнее границы DAZ-AOP означает, что и авроральные пульсации появляются экваториальнее этой
Похожие диссертации на Дневные полярные сияния и их связь со структурой магнитосферы и процессами на магнитопаузе
