Содержание к диссертации
Введение
1. Зависимость суббуревой экспансии сияний и электроджета от параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля , 23
1.1. Введение 23
1.2. Зависимость экспансии авроральной выпуклости от параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля 31
1.3. Полярная экспансия суббуревого западного электроджета в зависимости от межпланетных параметров 44
1.4. Соотношение между параметрами солнечного ветра в зависимости от цикла солнечной активности 59
2. Быстрые потоки в плазменном слое: корреляция с авроральными и геомагнитными возмущениями и параметрами солнечного ветра 70
2.1. Введение 70
2.2. Положение области обращения потоков в хвосте магнитосферы и широта полярной кромки авроральной выпуклости во время суббури 78
2.3. Исследование быстрых потоков в плазменном слое далекого хвоста магнитосферы 85
2.3.1. Данные 85
2.3.2. Параметры далекого плазменного слоя 87
2.3.3. Быстрые потоки в далеком магнитосферном хвосте и их связь с межпланетным магнитным полем 91
3. Область генерации высокоширотных дуг сияний полярной шапки 98
3.1. Введение 98
3.2. Изучение характеристик высыпаний энергичных протонов на высоких широтах 105
3.2.1. Энергичные протоны как индикатор высыпаний из плазменного слоя 105
3.2.2. Результаты наблюдений 108
3.3. Одновременные наблюдения сияний полярной шапки и ;
высыпаний энергичных протонов плазменного слоя L 116
Заключение 124
Список литературы
- Зависимость экспансии авроральной выпуклости от параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля
- Соотношение между параметрами солнечного ветра в зависимости от цикла солнечной активности
- Параметры далекого плазменного слоя
- Энергичные протоны как индикатор высыпаний из плазменного слоя
Введение к работе
Общая характеристика работы
В диссертации по результатам наземных и спутниковых экспериментов проанализирована взаимосвязь параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с развитием суббуревых возмущений, с динамикой потоков плазменного слоя. По данным низковысотных спутников определено положение области источников дуг сияний полярной шапки.
Актуальность проблемы
Проблема солнечно-земных связей давно привлекает пристальный интерес исследователей. С развитием космической техники возросло количество наблюдений непосредственно в околоземной плазме, что создало надежную основу для углубления наших знаний о магнитосфере Земли. Образно выражаясь, мы живем внутри короны Солнца. Даже самим существованием магнитосфера Земли обязана солнечному ветру - части непрерывно расширяющейся солнечной короны. Живя в таком тесном контакте, мы чрезвычайно сильно зависим от процессов, происходящих на Солнце. Здоровье человека, климат, погода, природные катаклизмы, все это в немалой степени зависит от «настроения» ближайшей к нам звезды. Поэтому исследование солнечно-земных связей никогда не потеряет своей актуальности.
Солнечный ветер взаимодействует с магнитным полем Земли, образуя: земную магнитосферу. В целом магнитосфера сохраняет форму искаженного магнитного диполя с вытянутым: в антисолнечном направлении магнитным хвостом. Вариации параметров солнечного ветра являются главными причинами таких событий как геомагнитные бури и суббури и все их проявления в виде полярных сияний, ионосферных бурь и
т.д. В связи і с этим исследования взаимосвязи вариаций параметров в солнечном ветре и их влияний на возмущения в магнитосфере и ионосфере Земли; являются актуальной задачей. Эта проблема сложна и многопланова, в нашей работе затрагивается один из аспектов проблемы -взаимосвязь суббуревых возмущений (полярных сияний и магнитных возмущений) с вариациями параметров солнечного ветра (СВ) и межпланетного магнитного поля (ММП).
Когда ММП антипараллельно геомагнитному полю в приэкваториальной части магнитосферы (т.е. «южное» направление ММП), происходит пересоедииение силовых линий ММП и геомагнитного поля вблизи подсолнечной части магнитопаузы. Это приводит к эрозии магнитосферы на дневной стороне и, накоплению магнитного потока в геомагнитном хвосте. Процесс пересоединения; в хвосте магнитосферы происходит спорадически, проходя через повторяющиеся интервалы накопления и сброса энергии - магнитосферные суббури. Таким образом, в магнитосфере Земли геомагнитный хвост играет центральную роль в процессах накопления, преобразования и диссипации энергии Солнца. Поэтому структура хвоста и его динамика вызывают значительный интерес в рамках геофизических исследований. В нашей работе исследуется одна из сторон проблемы - быстрые потоки в плазменном слое магнитосферного хвоста, их связь с параметрами солнечного ветра и ММП, развитием суббуревых возмущений и геомагнитной активностью.
При северном, направлении ММП структура: пересоединения в магнитосфере изменяется, сдвигаясь на более высокие широты, динамика геомагнитного хвоста становится более спокойной. Овал полярных сияний сжимается, а в полярной шапке наблюдается особый тип сияний - дуги «сияний полярной шапки». Исследование характеристик таких сияний может рассматриваться как важное звено в изучении процессов взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли, так как,
возможно, что источники этих сияний расположены на открытых силовых линиях геомагнитного поля, уходящих в солнечный ветер. Присутствие дуг сияний на открытых силовых линиях магнитного поля - вопрос принципиальный как с точки зрения генерации дуг сияний, так и с точки зрения топологии магнитосферы при северном направлении ММП, Вопрос о том, где находится источник этих дуг - на замкнутых или на открытых силовых линиях магнитного поля. Земли - не решен до настоящего времени, и исследования этой проблемы являются актуальными. В нашей работе изучается вопрос об области генерации дуг «сияний полярной шапки» на основе сопоставления их с наблюдениями высыпаний частиц на низковысотных спутниках.
Цель диссертационной работы
Цель работы заключается в экспериментальном изучении (по данным измерений на спутниках и сопутствующим им наземным наблюдениям) взаимосвязи между- развитием суббуревых возмущений и условиями в солнечном ветре, между динамикой потоков в плазменном слое магнитосферы и авроральными и геомагнитными возмущениями, между сияниями полярной шапки и высыпаниями энергичных протонов из плазменного слоя.
На защиту выносятся:
1.. Результаты исследования зависимости широты начала суббури, максимальной широты и площади авроральной выпуклости от параметров межпланетной среды (скорости, южной компоненты ММП и азимутальной компоненты электрического поля) в периоды максимума и минимума солнечной активности.
2. Вывод о том, что с ростом скорости СВ максимальная широта западного
электроджета во время суббурь растет, а с ростом южной компоненты ММП уменьшается, что, в частности, приводит к тому, что при больших значениях южной компоненты ММП западный электроджет не распространяется до высоких геомагнитных широт.
3. Экспериментальные подтверждения существования тесной связи между
положением области пересоединения в хвосте магнитосферы и широтой полярной кромки сияний во время суббури.
4. Результаты сопоставления наблюдений дуг «сияний полярной шапки» и
высыпаний энергичных протонов и вывод о том, что источники дуг «сияний полярной шапки» расположены в плазменном слое магнитосферы.
Научная новизна
1) Хотя исследования влияния солнечного ветра на динамику полярных:
сияний во время суббури проводились и ранее, результаты диссертации существенно дополняют предыдущие исследования. Более широко исследовано влияние межпланетных параметров на характеристики авроральной выпуклости, в частности, определяется ее площадь, долготный и широтный размеры. Проведено сравнение влияния межпланетных параметров в годы минимума и; максимума солнечной активности.
2) В диссертации изучение движения по широте западного электроджета
проводилось детальным способом: рассматривалось влияние межпланетных параметров не только на максимальную широту, которой достигает электроджет во время суббури, но и на его начальную широту, на динамику «центра» электроджета (положения максимального тока в нем) и полярного края электроджета. Впервые найдено отличие влияния межпланетных параметров на положения
полярной кромки сияний и «центра» электроджета, показано различное влияние скорости СВ и южной компоненты ММП на положение «центра» электроджета.
3) Предположение о взаимосвязи широты полярной кромки сияний и
положения области пересоединения в хвосте магнитосферы
подтверждено с использованием экспериментальных данных.
4) Для доказательства предположения о происхождении сияний полярной
шапки из плазменного слоя магнитосферы впервые использованы наблюдения энергичных (>30 кэВ) протонов, измеряемых на низкоорбитальных спутниках.
Практическая ценность работы
Проблематика солнечно-земных связей представляет и--
практический интерес, обобщаемый понятием «космическая погода».
' < Сфера обитания современного человека постепенно расширяется, включая
в себя и околоземный космос. Проявления солнечной активности, воздействуя на магнитосферу Земли, приводят к. увеличению радиационного воздействия на спутники и космонавтов, нарушениям в системах космической: связи и навигации, наводкам в системах электроснабжения, воздействует на климат и здоровье людей. Знание динамики магнитосферы и механизмов ее взаимодействия с солнечным ветром и ММП позволит проводить прогноз космической погоды и принимать необходимые защитные меры.
Реализация работы
'.I* Результаты исследований вошли в ряд научных отчетов Полярного
геофизического института КНЦ РАН, в отчеты по грантам INTAS, в отчет по научной программе Отделения физических наук РАН №16 «Солнечный ветер: генерация и взаимодействие с Землей и планетами».
Апробация
Результаты исследований, представленных в диссертации, докладывались на конференциях; на международной конференции молодых ученых и специалистов «Геофизика-99» (Санкт-Петербург, Россия, 1999); International Conference on Substorms-5 (Санкт-Петербург, Россия, 2000); международной конференции «Проблемы геокосмоса» (Санкт-Петербург, 2000, 2002, 2004); European Geophysical Society (Nice, France, 2001,2002); на ежегодных всероссийских семинарах, проводимых в ПГИ (Апатиты, Россия, 1999, 2001-2004); на конференции стран СНГ и Прибалтики «Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности» (Нижний Новгород, Россия, 2003).
Личный вклад автора
Диссертант принимала непосредственное участие во всех этапах представленных в данной работе исследований, включая постановку задачи, отбор и обработку экспериментального материала, анализ данных измерений на спутниках Polar, Wind, IMP-8, GEOTAIL, NOAA и TIROS, анализ данных наземных магнитометров и данных камеры всего неба станции Восток, а также интерпретации полученных результатов. Все изложенные в диссертации результаты получены автором самостоятельно или на равных правах с соавторами.
Благодарности
Автор выражает искреннюю признательность научному руководителю Яхнину Александру Григорьевичу за постановку задачи и полезные дискуссии. Трудно представить себе эту работу завершенной без помощи и поддержки моего мужа - Любчича Андриса Алексеевича. Автор также приносит благодарность создателям программ обработки данных
спутниковых и наземных наблюдений - Гвоздевскому Борису Борисовичу, Козелову Борису Владимировичу, Котикову Андрею Львовичу, а также Пашину Анатолию Борисовичу за помощь по отладке программы расчета широтного профиля ионосферных токов.
Публикации
По теме диссертации опубликовано три статьи в научных, рецензируемых журналах и шесть статей в сборниках трудов научных конференций.
Структура и объем работы
Диссертация состоит из Введения, трех глав и Заключения. Общий объем диссертации составляет 137 страниц, включая 32 рисунка, 1 таблицу, библиографию из 119 наименований.
Содержание работы
Во Введении обоснована актуальность темы исследования, сформулированы цель работы, основные положения, выносимые на защиту,: отмечена научная новизна и практическая ценность работы, кратко изложено содержание работы.
В Первой главе рассматривается один из важных вопросов проблемы солнечно-земных связей: влияние параметров солнечного ветра на процессы в магнитосфере Земли, А именно, в данной главе исследуется влияние межпланетных параметров на экспансию сияний и западного электроджета во время суббури. В рамках существующих представлений о природе суббури как процессе пересоединения в токовом слое хвоста магнитосферы, размеры авроральной выпуклости определяются величиной пересоединенного магнитного потока, т.е. той частью магнитной энергии хвоста, которая диссипирует во время суббури. В то же время количество
запасенной магнитной энергии в хвосте магнитосферы связано с параметрами солнечного ветра, в первую очередь с электрическим полем E = -VxB. С другой стороны, известно, что на геомагнитную активность оказывают влияние и межпланетное магнитное поле, и скорость солнечного ветра, и различные комбинации этих параметров. Но распространение суббуревых возмущений на высокие широты контролируется, в основном, скоростью солнечного ветра. Однако конкретная причина влияния скорости СВ на распространение суббуревой активности до высоких широт остается неизвестной. Возможно, что влияние скорости СВ связано с процессом пересоединения силовых линий: магнитного поля на магнитопаузе или с процессом вязкого взаимодействия СВ с магнитопаузой, или происходит через другие параметры СВ, связанные со скоростью СВ, В данной главе на основе экспериментальных данных исследуется связь суббуревой экспансии полярных сияний и суббуревого западного электроджета с условиями в солнечном ветре, особое внимание уделяется' изучению вопроса об условиях в солнечном ветре, контролирующих экспансию суббури на экстремально высокие широты. В Разделе 1.1 дано краткое описание авроральной и магнитосферной суббури, обсуждаются работы, в которых проводились исследования влияния! межпланетных параметров на характеристики, авроральной выпуклости, на положение границ сияний во время суббури, на распространение к полюсу суббуревого западного электроджета, а также сформулированы вопросы, изучению которых посвящается данная глава. В Разделе 1.2 представлены результаты сравнительного анализа влияния на развитие авроральной выпуклости скорости СВ, южной компоненты ММП, а также азимутальной компоненты межпланетного электрического поля.. Процесс развития суббури контролировался по данным спутника Polar, изменение межпланетных параметров - по данным спутника Wind. По изображениям сияний, спроектированным на карту (в
геомагнитных координатах) определялись положение их границ в начале и в максимуме авроральной экспансии, а также площадь, занятая яркими сияниями, ее долготный и широтный размеры. Показано, что широтный размер и площадь суббуревой авроральной выпуклости возрастают с увеличением южной компоненты ММП, азимутальной компоненты электрического поля и скорости солнечного ветра. Показано, что широтный размер суббури и размеры площади авроральной выпуклости одинаковы для суббурь периодов минимума и максимума солнечной активности. Существенным отличием является то, что широты экваториальной L0 и максимальной Lm границ авроральной выпуклости в год максимума меньше, чем в год минимума. В период максимума солнечной активности; суббури начинаются экваториальнее и, соответственно, не доходят до высоких широт.
. Движение западного электроджета во время суббури исследуется по данным; наземных магнитометров меридиональной цепочки станций IMAGE- (Раздел 1.3).. Рассматриваются два параметра, которые характеризуют электроджет.. Первый - это широта полярного края электроджета, второй - широта «центра» электроджета (области, где течет максимальный ток). Для получения широтного профиля электроджетов была использована программа расчета меридионального профиля ионосферных токов. Для суббурь декабря 1996 года и нескольких суббурь 1995 года были построены карты изолиний плотности токов в координатах: исправленная геомагнитная широта - мировое время. Показано, что во время суббури полярный край электроджета движется к полюсу„ вслед за полярным краем авроральной выпуклости.
Далее рассматривается вопрос о том, как межпланетные параметры влияют на «центр» электроджета («центр» электроджета - это положение максимума интенсивности западного тока). Для более массовой обработки магнитных данных «центр» электроджета определялся визуально по
магнитограммам цепочки станций IMAGE. Были проанализированы все суббури, наблюдавшиеся в 1995, 2000 годах и в декабре 1996 года, которые начинались в авроральной зоне. Показано, что скорость СВ и южная компонента ММП по-разному действуют на положение «центра» электроджета во время суббури. С ростом скорости V широта распространения «центра» электроджета повышается, а рост южной компоненты ММП, наоборот, смещает положение «центра» электроджета к экватору. Зависимость полярной кромки сияний и «центра» электроджета от Bs (южной компоненты ММП) и азимутальной компоненты электрического поля существенно различаются: с ростом В и Y-компоненты электрического поля полярная кромка сияний движется в высокие широты, а «центр» электроджета смещается к экватору.
Далее представлены результаты исследования условий в солнечном ветре, которые влияют на появление суббуревых возмущений на высоких широтах. О появлении суббури на высоких геомагнитных широтах обычно судят по наличию геомагнитных бухт на высокоширотных станциях. В нашей работе рассматривается вопрос о том, какие условия в солнечном ветре влияют на распространение до высоких широт «центра» электроджета. «Высокоширотными» считались суббури, для которых «центр» электроджета перемещался полярнее 75, то есть наблюдался над станцией Ny Alesund. Представлены результаты наблюдений суббуревого электроджета на высоких широтах в зависимости от межпланетных параметров; по данным . меридиональной цепочки станций IMAGE и высокоширотной; станции; Nord. С помощью диаграмм, построенных в координатах V-Bs, анализируется совместное влияние скорости солнечного ветра и южной компоненты ММП на появление на высоких широтах «центра» электроджета. Показано, что «центр» электроджета наблюдается на высоких широтах при определенных условиях в солнечном ветре - скорости СВ больше 500 км/с и значениях Bs ММП в
диапазоне от 0 до -4 нТл. Это связано с тем, что, как показано в Разделе 1,3, при увеличении южной компоненты ММП «центр» электроджета смещается к экватору. Отдельно рассмотрено несколько суббурь за разные годы, которые происходили при і экстремально больших значениях скорости СВ и южной компоненты ММП, наблюдавшихся: во время взаимодействия Земли с потоками корональных выбросов массы (СМЕ). Показано, что и в этих случаях «центр» электроджета не доходит до высоких широт. Таким образом, распространение «центра» электроджета до высоких широт происходит при определенных условиях в солнечном ветре - высокой скорости СВ и небольших величинах южной компоненты ММП. Однако полярный край электроджета может наблюдаться на высоких широтах в более широком диапазоне значений ММП и скоростей солнечного ветра.
В Разделе 1.4 исследуется вопрос о соотношении между скоростью СВ и другими параметрами СВ (южной компонентой ММП и давлениями СВ) в зависимости от периода солнечной активности. При этом учитывается влияние как протонной, так и электронной компонент плазмы солнечного ветра. По данным приборов SWE и MFI (с одноминутным разрешением) спутника WIND были исследованы зависимости теплового, магнитного и динамического давления солнечного ветра, а также южной компоненты ММП от скорости солнечного ветра для 1995 года (вблизи от минимума солнечной активности) и для 2000 года (максимум солнечной активности). Показано, что протонное тепловое давление с ростом скорости увеличивается, а электронное тепловое давление уменьшается, и общее тепловое давление не возрастает, а даже немного понижается с ростом і скорости солнечного ветра. Магнитное давление и суммарное (магнитное и тепловое) давление также не зависят от скорости СВ. Для динамического давления явная зависимость от скорости наблюдается только в год максимума солнечной активности. Для южной компоненты
ММП сильной корреляции со скоростью СВ не обнаружено. В среднем, значения Bs в год максимума выше в 1.3 раза, чем в год минимума солнечной активности. Повышенным; значениям скорости СВ соответствуют большие значения южной компоненты Вs ММП для года максимума и невысокие значения Bs ММП для года минимума солнечной активности.
Во Второй главе исследуются быстрые потоки в плазменном слое магнитосферы, рассматривается их корреляция с авроральными возмущениями и параметрами солнечного ветра. В первой части главы изучаются быстрые потоки плазмы на относительно близких расстояниях от Земли ~10-30 Re, во второй части - в далеком магнитосферном хвосте на расстояниях ~200 Re. Быстрые потоки в ближнем хвосте обычно связывают с развитием суббури, с возникновением неустойчивости в ближней части плазменного слоя, с формированием околоземной нейтральной линии. Факт прохождения нейтральной линии мимо спутника, находящегося на, ночной стороне в плазменном: слое магнитосферы, фиксируется на спутнике как поток плазмы сначала в направлении от Земли, а потом как поток плазмы к Земле. В первой части данной главы рассматриваются именно такие случаи обращения потоков, плазмы, исследуется их связь с полярной кромкой авроральной выпуклости во время суббури. Этот вопрос имеет принципиальное значение для понимания механизма суббури. Несмотря на многолетнюю историю изучения, до сих пор нет общего мнения по вопросу о положении в магнитосфере области, в которой начинается фаза развития суббури. В различных моделях это расстояние варьируется в пределах от 5 до десятков земных радиусов. Во введении к главе (Раздел 2.1) перечислены основные существующие точки зрения о расположении очага суббури, о связи ярких сияний авроральной выпуклости с различными процессами в магнитосфере во время суббури и сформулированы вопросы,
исследованию которых посвящена первая часть этой главы. Однако быстрые потоки плазмы могут наблюдаться не только в плазменном слое среднего магнитосферного хвоста, но и в плазменном слое далекого хвоста магнитосферы. Некоторые авторы связывают эти потоки с суббурями, но более вероятно, что эти потоки связаны с усилением процесса пересоединения на далекой нейтральной линии. В Разделе 2.1 представлен краткий обзор работ, в которых исследовался далекий. магнитосферный хвост, потоки в далеком хвосте, их связь с суббурями и параметрами солнечного ветра, а также сформулированы вопросы, изучению которых посвящена вторая часть данной главы. В Разделе 2,2 на основе экспериментальных данных проверяется связь между положением области обращения потоков в плазменном слое: и движением полярной кромки сияний во время суббури. Отбирались события, когда спутник GEOTAIL находился на ночной стороне в плазменном слое магнитосферы, и наблюдалось обращение потоков плазмы: сначала от Земли, потом к Земле. Эти события сопоставлялись с данными развития суббуревой авроральной выпуклости со спутника Polar. За зимний период 1996-1997 годов было отобрано 31 такое событие. В это время спутник GEOTAIL находился на разных расстояниях от Земли (от -7 до -30 RE по оси: X). Далее определялась; широта полярной кромки сияний в момент времени, когда GEOTAIL зарегистрировал обращение потоков плазмы в плазменном слое. Оказалось, что существует прямая зависимость между широтой полярной кромки сияний и расстоянием от Земли до области обращения потоков плазмы: чем дальше в хвост зарегистрирована область обращения потоков, тем полярнее в этот момент находится кромка сияний. Это свидетельствует о непосредственной связи между ними. С использованием семейства моделей магнитосферы Цыганенко (Т89) показывается также, что в момент регистрации потоков плазмы от Земли спутник проектируется в ионосферу полярнее кромки сияний, а во время измерения
потоков, направленных к Земле, - экваториальнее. Отсюда следует, что область обращения потоков должна проектироваться на полярную кромку сияний. Все эти наблюдения указывают на тесную связь нейтральной линии в хвосте магнитосферы с полярной кромкой авроральной выпуклости во время і суббури. Этот результат подтверждает гипотезу о том, что яркие сияния во время фазы развития суббури генерируются в окрестности области пересоединения.
В; Разделе 2.3 представлено исследование характеристик плазменного слоя далекого хвоста; магнитосферы. Для изучения была выбрана одна из первых орбит спутника GEOTAIL (апрель-май 1994 года). Исследовались характеристики плазменного слоя, особое внимание было уделено их соотношению с параметрами солнечного ветра, межпланетного магнитного поля и геомагнитной возмущенностью. На основе сравнения усредненных данных (сглаженных по методу скользящего среднего) спутников IMP-8 и GEOTAIL было получено, что средняя скорость в далеком плазменном слое почти совпадает со скоростью солнечного ветра, особенно во время высокоскоростных потоков в солнечном ветре. Протонная компонента плазменного слоя более горячая, но менее плотная по сравнению с солнечным ветром. Протонная компонента плазмы солнечного ветра и далекого плазменного слоя описываются почти одинаковым политропным законом, А также изучались быстрые потоки плазмы, скорость которых намного (на 500 км/с и более) отличалась от средней скорости. На основе сопоставления данных спутников IMP-8 и GEOTAIL было получено, что быстрым потокам антисолнечного направления предшествует интервал южного (отрицательного) направления В2-компоненты ММП, Z-компонента магнитного поля в плазменном слое при этом также является отрицательной. Соответственно, такие потоки коррелируют с повышением геомагнитной активности (с увеличением АЕ-индекса). Корреляция с повышением геомагнитной
активности является лишь следствием хорошо известного факта - эффекта взаимосвязи между южной компонентой Bz ММП и суббурями; корреляции между быстрыми потоками и отдельными суббурями не найдено. Возможно, что долгоживущие потоки, направленные от Земли, являются результатом усиления процесса пересоединения на дальней нейтральной линии, которая располагается в этом случае между спутником и Землей, Для быстрых потоков, направленных к Земле, В2-компонента в солнечном; ветре близка к нулю, а Ву-компонента - положительна. Это соответствует относительно спокойным геомагнитным условиям, когда далекая: нейтральная линия расположена дальше спутника, и. процесс пересоединения происходит на расстояниях больше 200 Re.
В Третьей главе рассматривается одна из существенных проблем в физике магнитосферы: проблема идентификации источников и механизмов различных геофизических явлений;. Предметом исследования являются^ дуги; сияний полярной; шапки. Это особый класс сияний, по своим характеристикам несколько отличающийся от сияний аврорального овала. Эти сияния наблюдаются полярнее сияний овала (внутри, него) при спокойных геомагнитных условиях, в периоды северного направления межпланетного магнитного поля (Bz > 0). Само название этих сияний; -
дуги сияний полярной шапки - уже содержит в себе гипотезу об источнике этих сияний, так как полярная шапка - это область, связанная открытыми силовыми линиями с долями хвоста магнитосферы. Вопрос о присутствии дуг сияний на открытых силовых линиях имеет принципиальное значение как для: понимания процесса генерации дуг сияний, так; и для решения проблемы топологии магнитосферы, при северном направлении ММП (Bz>0). Поэтому этот вопрос достаточно интенсивно обсуждается в литературе уже более 30 лет. В Разделе 3.1 представлен обзор литературы, описывается морфология дуг сияний полярной шапки, их зависимость от геомагнитной активности; и межпланетного магнитного поля,
рассматриваются аргументы сторонников разных гипотез о расположении области генерации дуг сияний полярной шапки, как на открытых силовых линиях, так и на замкнутых силовых линиях геомагнитного поля.
Новизна нашего подхода к этой проблеме заключается в том, что мы предложили локализовать, источник высокоширотных сияний, используя наблюдения потоков энергичных (>30 кэВ) протонов, измеряемых на низкоорбитальных спутниках. Изучению характеристик высыпаний энергичных протонов в высоких широтах посвящен Раздел 3.2. В нем рассматривается морфология высыпаний энергичных протонов на широтах выше 80, обсуждаются і преимущества выбора 30-кэвных протонов в качестве «трассеров», определяющих высыпания из плазменного слоя магнитосферы, т.е.. с замкнутых силовых линий магнитного поля. Отмечается также связь энергичных протонных вторжений с электронными высыпаниями, которые вызывают сияния, рассматривается зависимость вероятности наблюдения энергичных протонов от величины компонент ММП. Показано, что г высыпания энергичных протонов на: широтах выше 80 наблюдаются преимущественно при положительном значении вертикальной!компоненты ММП (Bz>0), вероятность их наблюдения зависит и от знака
азимутальной компоненты ММП: в северном полушарии она максимальна утром (вечером) при ВY <0 (BY>0), в южном полушарии наблюдается
обратная зависимость. Найденные здесь зависимости протонных вторжений от ММП хорошо согласуются с теми, которые были ранее найдены для сияний полярной шапки. Далее в этом разделе, рассматривается вопрос о сходствах и отличиях статистических характеристик сияний полярной шапки и протонных высыпаний.
Для более точного вывода об источниках сияний полярной шапки необходимы прямые сопоставления наблюдений вторжений; энергичных
протонов и дуг сияний полярной шапки. В Разделе 3.3 представлены экспериментальные данные об одновременных наблюдениях і энергичных протонов на спутниках NOAA и TIROS и высокоширотных дуг сияний на антарктической станции Восток. Отбирались: события, когда во время: наблюдения сияний полярной шапки, спутник пересекал поле зрения камеры всего неба. Всего за три месяца наблюдений было отобрано 31 такое событие, список которых приведен в ТаблицеТс указанием даты,. времени пролета спутника и времени наблюдения дуги сияния, наличия или отсутствия высыпаний энергичных протонов. Показано* что в 87% событий дуги сияний; полярной: шапки наблюдались внутри области вторжений энергичных протонов. Отдельно рассмотрен случай, когда на спутнике были зарегистрированы высыпания типа «полярный дождь». Это поток ] низкоэнергичных электронов, обусловленный прямым проникновением электронов солнечного ветра вдоль открытых силовых линий магнитного поля Земли, поэтому он является хорошим индикатором открытых силовых линий. На последовательности пролетов спутника NOAA рассматривается динамика областей «полярного дождя» и энергичных протонов в зависимости от Bz-компоненты ММП. Показано, что области «полярного дождя» и высыпаний энергичных протонов не перекрываются, и дуги сияний наблюдаются только в области протонных вторжений, вне области «полярного дождя». Далее сопоставляются жесткости спектра наблюдаемых частиц1 и частиц авроральной зоны. Показано,, что «спектральный индекс» (отношение потока І протонов с энергией >30 кэВи;потока протонов с энергией <20 кзВ)інад дугами полярной шапки сходен с индексом высыпаний в авроральной зоне. Таким образом, полученные нами новые данные подтверждают гипотезу о том, что дуги сияний полярной шапки имеют источник на замкнутых силовых линиях в плазменном слое магнитосферы. Это могут быть удаленные
области плазменного слоя в хвосте магнитосферы или окрестности внутренней границы низкоширотного пограничного слоя.
В разделе Заключение сформулированы основные результаты диссертационной работы.
Результаты, составившие основу представляемой диссертации, изложены в следующих работах:
Дмитриева Н.П, А.Г. Яхнин^ Т.В. Мирошникова, И.В1 Дэспирак. Высыпания энергичных протонов в высоких широтах: зависимость от межпланетного магнитного поля. Космические исследования, Т.37, №4, С.339-347,1999.
Despirak I.V., A.G. Yahnin, А-А. Lyubchich. High latitude sun-aligned
auroral arcs and energetic proton precipitation. Proceedings of XXII annual seminar "Physics of auroral phenomena", Apatity, P. 18-22, 1999.
Дэспирак И.В., А.Г. Яхнин, А.А. Любчич. Область генерации высокоширотных дуг сияний. Геомагнетизм и аэрономия, Т.41, №1, С.117-123,2001.
Despirak I.V., A.A. Lubchich, A.G. Yahnin. Solar wind control of the high-
latitude propagation of the substorm electrojet Proceedings of XXIV annual seminar "Physics of auroral phenomena", Apatity, P. 13-16,2001. 5.. Lubchich A.A., I.V. Despirak, A.G. Yahnin. Relationship between solar wind velocity and solar wind thermal pressure. Proceedings of XXIV annual seminar "Physics of auroral phenomena", Apatity, P. 89-91,2001.
6. Lubchich A.A., A.G. Yahnin, I.V. Despirak. Far tail1 plasma sheet:
Correlation with solar wind parameters and geomagnetic disturbances.
Proceedings of XXIV annual seminar "Physics of auroral phenomena",
Apatity, P.70-73,2001.
7. Дэспирак И.В., А.Г. Яхнин, А.А. Любчич, Б.В. Козелов. Зависимость
суббуревой экспансии сияний от межпланетных параметров.
Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности. Конференция стран СНГ и Прибалтики: Сборник докладов в двух томах. Т.2, Нижний Новгород, С.493-495, 2003.
8. Despirak I.V., A.G. Yahnin, A.A. Lubchich, B.V. Kozelov. Dependence of
substorm expansion of auroras and auroral electrojet on interplanetary parameters. Proceedings of XXVI annual seminar "Physics of auroral phenomena ", Apatity» P.13-15, 2003.
9. Любчич A.A., И,В. Дэспирак, А.Г. Яхнин. Связь давления и скорости
солнечного ветра в минимуме одиннадцатилетнего цикла. Геомагнетизм и аэрономия, Т.44, №2, С. 160-165, 2004.
Зависимость экспансии авроральной выпуклости от параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля
В данном разделе рассматривается влияние на характеристики авроральной выпуклости трех межпланетных параметров: скорости солнечного ветра V, южной компоненты межпланетного магнитного поля Bs(Bs=0 при Bz 0 и BS=BZ при Bz 0) и направленной с утра на вечер компоненты электрического поля EW(EW =0 при:Еу 0 и Ew =EY при Еу 0). Исследование проводится как для периода максимума, так и для периода минимума солнечной активности.
Развитие сияний контролировалось по данным спутника Polar. Использовались данные прибора UVI, регистрирующего свечение в ультрафиолетовой области спектра. По изображениям сияний, спроектированным на карту (в геомагнитных координатах), определялись их положения в начале суббури и в максимуме авроральной экспансии, а также площадь, занятая яркими сияниями. Характеристики солнечного ветра и межпланетного магнитного поля определялись по данным спутника WIND (использовались данные приборов SWE и MFI с одноминутным разрешением).
Были отобраны изолированные суббури за декабрь 1996 и январь 1997 года (вблизи от минимума солнечной активности), во время развития которых данные со спутника Polar позволяли определить интересующие нас параметры (всего 92 события). За 2000 год (год максимума солнечной активности) были отобраны суббури, которые наблюдались одновременно на спутнике Polar и на цепочке магнитных станций IMAGE (36 событий). Определялись следующие характеристики авроральной выпуклости: начальная широта сияний L0 в момент начала суббури, а также широта полярной кромки сияний Lm, площадь аврор альной выпуклости S, ее долготный Li0fJg и широтный Lat размеры в. момент ее максимального развития. Способ определения этих характеристик на конкретном примере одной суббури показан на Рис. 1. Характеристики авроральной выпуклости определялись с помощью программы для обработки данных спутника Polar, разработанной в ПГИ (автор - Козелов Б.В.). По выбранному уровню светимости ( 30 фотонов см с ) определялась широта экваториальной и полярной кромки сияний, а также площадь выпуклости в данный момент времени (при определении площади вычислялось число пикселей, в которых уровень светимости превышал выбранный уровень). Расчеты проводились для эмиссии LBHL (1600-1800 А). Для всех перечисленных выше характеристик выпуклости была исследована их. зависимость от межпланетных параметров - скорости солнечного ветра V, южной компоненты межпланетного магнитного поля Bs, компоненты электрического поля Ew. Одноминутные значения V, Bs и Ew усреднялись за двухчасовой интервал, предшествующий моменту максимального развития суббури.
На Рис. 2 представлены начальная широта сияний L0 и широта полярной кромки сияний Lm в зависимости от межпланетных параметров. Слева на рисунке показаны зависимости для суббурь декабря 1996 - января 1997 года, справа - зависимости для суббурь 2000 года. Как следует из рисунка, с увеличением каждого из межпланетных параметров (скорости СВ, южной компоненты ММЇЇ, западной компоненты электрического поля) широтный размер суббури возрастает: начальная широта сияний уменьшается, а максимальная широта - увеличивается. Для суббурь 1996-97 года получены следующие зависимости широты сияний от южной компоненты ММП:
(таким образом, данный коэффициент корреляции отражает корреляцию между двумя рядами чисел, а не корреляцию с полученной прямой, которая определяется представленным выше уравнением). Из Рис. 2 следует, что с ростом южной компоненты Bs начальная широта суббури L0 сдвигается к экватору, а максимальная широта Lm сдвигается к полюсу. В тоже время скорость солнечного ветра влияет, в основном, на максимальную широту Ьщ, не оказывая заметного влияния на начальную широту сияний L0:
Lo=-0.0046 Vx+67.624 Lm =0.011-Vx+71.08е (коэффициенты корреляции R=—0.18 и R=0.33, соответственно). Зависимость от компоненты электрического поля, направленной с утра на вечер: L0 =-1.78-Еу+66.78; Lm =2-Еу+74.63 (коэффициенты корреляции R=-0.52 и R=0.45). Как следует из Рис. 2, зависимости характеристик авроральной выпуклости от параметров V, Bs и Ew для разных периодов солнечной активности подобны. Для суббурь 2000 года получены следующие зависимости: Lo = 0.83-Bg+ 64.12; Lm =-0.39 BS +71.18 (коэффициенты корреляции R=0.48 и R=-0.26). L0 =-0.0048- Vx +64.5; Lm -0.011-Vx +66.79 (коэффициенты корреляции R= -0.15 и R=0.39). L0 =-1.34 Еу + 63.69" ;Lm= 1.04-Еу+70.9 (коэффициенты корреляции R=-0.47 и R=0.42).
Отметим, что и широтный размер авроральнои выпуклости (Lm-L0) одинаков для суббурь года минимума и максимума солнечной активности. Существенным отличием является только то, что суббури в 2000 году начинаются на более низких широтах, чем зимой 1996-1997 годов. Соответственно, и максимальная широта развития авроральнои выпуклости для суббурь 2000 года меньше, чем для суббурь 1996-1997 года. Различие составляет примерно 4 градуса по широте. На Рис. 3 показаны результаты исследования влияния межпланетных параметров на площадь авроральнои выпуклости, ее долготный и широтный размеры.
Соотношение между параметрами солнечного ветра в зависимости от цикла солнечной активности
Таким образом, «центр» электроджета наблюдается на высоких широтах; при определенных условиях в солнечном ветре - высокой скорости СВ и небольших значениях Bs ММП. При повышении отрицательных значений Bs ММП «центр» электроджета на высоких широтах не наблюдается. Отметим, что этот результат является следствием полученных выше общих зависимостей от межпланетных параметров для положения «центра» электроджета.
На Рис. 11 представлены средние за два часа значения межпланетных параметров Vx и Bs, регистрировавшихся во время наблюдения суббуревых возмущений на высокоширотной станции Nord в 1995 году (35 случаев). При этом положение «центра» электроджета не контролировалось, то есть, он мог находиться и на более низких, чем 75, широтах. Сравнение с суббурями 1995 года, во время которых «центр» электроджета оказывался выше 75 (27 случаев, приведенных на Рис. 10А), показывает, что полярный край электроджета может наблюдаться на высоких широтах в более широком диапазоне значений ММП и скоростей солнечного ветра. Это согласуется с результатом, полученным Дмитриевой и Сергеевым (1984). Однако, в этой работе, на.наш взгляд, есть некоторые противоречия. Во-первых, указывается, что для
Средние за два часа значения межпланетных параметров Vx и Bs, регистрировавшиеся перед суббурями в 1995 году. Символами отмечены значения для событий, во время которых на станции Nord (80 геомагнитной широты) наблюдались суббуревые возмущения. Символами показаны значения для всех суббурь. наблюдения высокоширотной суббури существует пороговое значение скорости СВ, с другой стороны, отмечается, что такие суббури могут наблюдаться и при малых скоростях СВ. Во-вторых, указывается, что во время высокоширотных суббурь В2-компонента ММП оказывается такой же, как для обычных суббурь, с другой стороны, отмечается, что для наблюдения; высокоширотных суббурь при небольших скоростях СВ требуются большие отрицательные значения Bz ММП. Эти противоречия устраняются, если точно определить, к какой области электроджета относятся полученные зависимости - к его «центру» или к его полярному краю. (Как показано выше зависимости от межпланетных параметров для положения «центра» и полярного края электроджета отличаются). Полученный Дмитриевой и Сергеевым (1984) результат о наблюдении высокоширотных суббурь при малых скоростях СВ и больших значениях южной компоненты ММП относится, по-видимому, к наблюдению на высоких широтах полярного края электроджета. Как было показано выше, даже в событиях СМЕ, связанных с экстремально большими отрицательными значениями Bs ММП и высокими скоростями СВ, «центр» электроджета наблюдается на «низких» широтах, и это связано с влиянием экстремально высоких значений Bs ММП.
Как показано, скорость СВ и южная компонента ММП по-разному действуют на положение «центра» электроджета во время суббури. Поскольку западный электроджет является током Каулинга, который течет в области повышенной проводимости, положение максимума интенсивности западного электроджета (или «центра» электроджета) определяется положением области повышенной проводимости, т.е. той области авроральной выпуклости, где происходят наиболее интенсивные высыпания жестких суббуревых электронов (с энергиями кэВ). Из этого следует, что широтное положение этой области по-разному зависит от скорости СВ и южной компоненты ММП: рост скорости СВ приводит к увеличению ее широты, а рост Вs сдвигает эту область к экватору. Это согласуется с результатом работы Vorobjev et al. (2003), где рассматривались высыпания частиц разных энергий во время суббури и показано, что область высыпаний наиболее энергичных частиц расположена в экваториальной части; авроральной выпуклости и при увеличении Bs эта область сдвигается в низкие широты.
Результат о том, что рост скорости СВ приводит к сдвигу положения максимума интенсивности западного электроджета (области повышенной проводимости в ионосфере) в высокие широты, согласуется с результатом работы Tsyganenko and Микаі. (2003). В; этой работе исследовалось распределение температуры в. плазменном слое магнитосферы в зависимости от величины межпланетных параметров. Рассмотрим:Рис. 12, взятый из работы Tsyganenko and Mukai (2003). При: значениях Bz ММП + 5 нТл и і скорости СВ 300 км/с область наиболее горячих частиц (с энергией 5-Ю кэВ) расположена близко к Земле, на расстоянии -10 RE, тогда как при Bz ММП -5 нТл и скорости СВ 300 км/с эта область расширяется до —20 RE, а при увеличении скорости СВ до 600 км/с - до 50 RE. ИЗ этого следует, что при высокой скорости СВ высыпания энергичных электронов из разогретого плазменного слоя будут создавать область повышенной проводимости в ионосфере на более высоких широтах и, соответственно, там потекут максимальные токи.
Для наблюдения «центра» суббуревого западного электроджета на высоких широтах необходимо наличие высокой скорости: СВ при небольших значениях южной компоненты ММП. Такие условия наиболее вероятны в годы минимума солнечной активности (более подробно вопрос о связи скорости СВ с южной компонентой ММП для периодов максимума и минимума солнечной активности рассматривается в следующем разделе).
Параметры далекого плазменного слоя
За анализируемый интервал со 2 апреля по 12 мая магнитное поле в долях хвоста на расстоянии Х«-200 RE менялось в весьма широких пределах — от 5V7 до 27 нТл. Верхнее значение является аномально большим. Такое магнитное поле было зарегистрировано в долях хвоста во время бури 17 апреля (КокиЬип et al. (1996)).
Для того чтобы исключить быстрые вариации, данные спутника GEOTAIL по плазме, относящиеся к плазменному слою (JBX 5 нТл), были сглажены за 6-часовой интервал методом скользящего среднего. Та же процедура была проделана с данными по плазме солнечного ветра со спутника IMP-8. На Рис. 23 представлены результаты сравнения С с; с апреля 1994 года (YGSE = +22 RЕ; ZGSE = -3 RЕ) мая 1994 года (YGSE =-30RE; ZGSE =+9RE)
Примеры измерений спутником GEOTAIL параметров плазмы (Х-компонента скорости, температура, плотность) и магнитного поля (Х-компонента, полное поле) в далеком (X » -200 R Е) плазменном слое. Штриховкой выделены области наблюдения быстрых потоков. Слева показан пример измерений в долготном центре номинального плазменного слоя, через сутки после магнитной бури; справа - на фланге плазменного слоя. t (сут)
Медленные вариации АЕ-индекса, Х-компоненты скорости, плотности и протонной температуры в солнечном ветре (данные спутника ГМР-8) и плазменном слое (данные спутника GEOTAIL, отобранные по величине X-компоненты магнитного поля ВХ 5 нТл). Все данные сглажены методом скользящего среднего по шестичасовому интервалу. Время - в сутках от 1 апреля 1994 года. сглаженных данных со спутников ШР-8 и GEOTAIL. На нем приведен также сглаженный по 6-ти часовому интервалу АЕ-индекс геомагнитной активности за рассматриваемый период. Как видно» данный временной интервал содержит два периода сильной геомагнитной активности (1-17 апреля и 1-12 мая) и период восстановления (18-30 апреля 1994) после магнитной бури 17 апреля 1994. Хорошо видно, что увеличение АЕ-индекса коррелирует с высокоскоростными потоками в солнечном ветре. Зависимость геомагнитных индексов от скорости СВ отмечалась многими авторами (например, Gleisner andLundstedt (1997)).
Как видно на Рис. 23, температура протонов в плазменном слое много больше (в 10-100 раз), чем в солнечном ветре. Вариации плотности плазменного слоя и солнечного ветра подобны, но плотность в плазменном слое в несколько раз меньше, чем в солнечном ветре. Надо отметить, что плотность в плазменном; слое была достаточно высокой (1+2 см" ), Это выше полученного ранее значения плотности на таких расстояниях (Maezawa and Ноті (1998)). Только после большой геомагнитной бури 17 апреля 1994 года, плотность понизилась до 0Л см3. Неожиданным результатом явилось совпадение средней скорости плазмы в плазменном слое со скоростью солнечного ветра. Как видно из рисунка, это совпадение нарушилось после большой бури 17 апреля, но потом восстановилось снова.
Чтобы сравнить характеристики плазмы в далеком плазменном слое и в солнечном ветре, были проведены оценки политропного индекса для протонов плазменного слоя и для солнечного ветра. Здесь необходимо сделать дополнительные пояснения. Прибор LEP на спутнике GEOTAIL имеет два режима работы, переключение между которыми осуществляется автоматически в зависимости от величины регистрируемого потока. Один из режимов (LEP-SW), предназначенный главным образом для оценки параметров солнечного ветра, меряет потоки частиц в диапазоне энергий от 5 кэВ до 40 кэВ и используется, в основном, для качественных оценок. Поэтому будем использовать здесь только результаты измерений, полученные в режиме LEP-EA, когда анализируются потоки в диапазоне энергий от 60 эВ до 40 кэВ. На Рис. 24 в двойном логарифмическом масштабе показана зависимость температуры от числа частиц T(N) для протонов плазменного слоя, долей хвоста (критерий отбора; данных ВХ 8 нТл) и; солнечного ветра (по данным с одноминутным разрешением спутника WIND за 1995 год). Видно,, что в широком диапазоне плотностей в солнечном ветре и плазменном слое In Т линейно пропорционален InN, то есть, выполняется политропный закон Т = const Nx , где х политропный индекс. Политропные индексы для СВ и ПС оказываются почти одинаковыми соответственно. Поскольку поведение протонной компоненты в СВ и удаленном ПС описывается примерно одинаковым политропным законом, то можно предположить, что плазма удаленного ПС состоит, в основном, из разогретой плазмы СВ. Отметим, что полученная для удаленного ПС зависимость T(N) существенно отличается как от аналогичной зависимости для долей хвоста (правый график на Рис. 24), так и от характерной для ближнего ПС (Baumjohann and Pashmann (1989) по данным- спутника IRM показали, что на расстояниях X = -9 - -19 RE разогрев плазмы в среднем осуществляется адиабатически и. %«5/3). Полученное нами для удаленного плазменного слоя значение политропного индекса % « 0 соответствует изобарическому процессу.
Энергичные протоны как индикатор высыпаний из плазменного слоя
Проблема идентификации источников и механизмов различных геофизических явлений тесно; связана с: тем, в какие магнитосферные домены эти явления трассируются вдоль силовых линий магнитного поля.; Поэтому поиск «трассеров», однозначно определяющих тот или иной домен или границы доменов, остается актуальной задачей. Например, в качестве границы между замкнутыми; и открытыми силовыми линиями геомагнитного поля различные авторы предлагали: использовать экваториальную границу высыпаний низкоэнергичных (100 эВ - несколько кэВ) электронов типа «полярный дождь», полярную границу вторжений электронов и протонов с энергиями 30 кэВ, экваториальную границу «плато» энергичных солнечных частиц и др.. Но границы замкнутых и открытых силовых линий, определяемые по разным критериям часто не совпадают. Более того, источники большинства из перечисленных «трассеров» в различных условиях могут оказаться в разных магнитосферных доменах. Так, на дневной стороне граница плато энергичных солнечных электронов действительно соответствует; границе открытых и замкнутых силовых линий, а; на ночной; стороне она проецируется вглубь плазменного слоя (Sergeev (1990)). Низкоэнергичные частицы; могут иметь источники как в плазменном слое (замкнутые силовые линии), так и в каспе или мантии (открытые силовые линии).
Более надежным «трассером», определяющим высыпания из области замкнутых силовых линий, могут служить высыпающиеся протоны, с энергиями 30 кэВ, измеряемые на низкоорбитальных спутниках. Действительно, протоны таких энергий могут высыпаться либоиз радиационных поясов (т.е. заведомо с замкнутых силовых линий), либо из плазменного слоя. Типичный спектр протонов в плазменном слое показан на Рис. 26. Видно, что имеется довольно широкое плато на энергиях 0.1-10 кэВ, и интенсивность 30-кэвных протонов сравнима с интенсивностью частиц, составляющих основную популяцию (максимум распределения протонов приходится на 1-10 кэВ,,а 30-кэвные протоны являются «энергичным хвостом» данного распределения). Эта популяция присутствует в спектре протонов плазменного слоя при любой геомагнитной активности, в том числе и в спокойные периоды (Criston et al. (1988); Criston et ah (1989)). Интенсивность 30-кэвных протонов остается значительной относительно интенсивности частиц, составляющих основную популяцию плазменного слоя, поскольку разность энергий невелика. Заметим, что в отличие от протонов; относительная интенсивность 30-кэвных электронов значительно меньше, т.к. характерная энергия электронов в плазменном слое составляет 0.1-1 кэВ. Преимуществом использования в качестве «трассеров» энергичных протонов является и то обстоятельство, что на них в меньшей степени влияет наличие над авроральной зоной продольной разности потенциалов, типичные значения которой составляют единицы кэВ. Наличие источников значительных потоков энергичных частиц на открытых силовых линиях (например, в долях хвоста магнитосферы) маловероятно. Таким образом, наблюдения энергичных протонов ( 30 кэВ) на высоких широтах могут служить в качестве индикатора замкнутых силовых линий.
Недостатком использования энергичных частиц как индикатора высыпаний из плазменного слоя является то, что интенсивность потоков этих частиц в плазменном слое зависит от геомагнитной активности и уменьшается в магнитоспокойные периоды. Поэтому отсутствие в какой-либо области потоков энергичных протонов при низкой геомагнитной активности еще не является признаком отсутствия здесь высыпаний из плазменного слоя. Однако наличие высыпаний энергичных протонов позволяет с большой вероятностью утверждать, что область их наблюдения связана с плазменным слоем и с замкнутыми силовыми линиями.
Предметом данного исследования являются потоки энергичных протонов ( 30 кэВ), наблюдавшиеся в высоких широтах по данным низковысотных спутников NOAA и TIROS в августе 1979, апреле 1980 и ноябре 1981 года. На этих спутниках имеются датчики частиц в различных диапазонах энергий (см. Hill et. al. (J985)): прибор TED, измеряющий потоки І частиц с энергиями 0.3-20 кэВ; прибор MEPED, измеряющий потоки частиц с энергиями 30 кэВ; и прибор HEPAD, предназначенный для измерения потоков частиц с энергиями 1 мэВ. Для нашего исследования были использованы данные приборов TED и MEPED.
Пример, демонстрирующий основные характеристики изучаемого явления представлен на Рис. 27. Это событие наблюдалось 25 августа 1979 года и продолжалось в течение нескольких часов. Наблюдения проводились двумя спутниками практически одновременно в разных полушариях. Штриховкой выделены интервалы, соответствующие инвариантной широте более 80. Пример демонстрирует два типа высыпаний энергичных протонов: А - непрерывное продолжение области высыпаний с низких широт до широт выше 80 и Б - изолированный всплеск-протонов, отделенный от основной зоны высыпаний интервалом, где интенсивность высыпающегося потока падает до уровня фона. В целом, события типа А наблюдаются гораздо чаще (более 80 процентов случаев), чем события типа Б.
