Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1 Методы прослеживания траекторий для расчетов жесткости геомагнитного обрезания космических лучей в реальных магнитных полях магнитосферы 14
1.1 Метод прослеживания траекторий 14
1.1.1 Характеристики заряженных частиц в магнитном поле 14
1.1.2 Магнитосфера Земли 14
1.1.3 Магнитные бури 15
1.1.4 Индексы геомагнитной активности Dst и Кр 16
1.1.5 Главное магнитное поле Земли от внутренних источников. Коэффициенты Гаусса 17
1.1.6 Движение заряженных частиц в магнитном поле Земли и численные методы расчета их траекторий 20
1.2 Описание моделей магнитного поля магнитосферы Цыганенко 1989,1996,2003 и 2005 гг.. 26
1.2.1 Модели магнитного поля магнитосферы 26
1.2.2 Модель Цыганенко 1989 г. Ц89 27
1.2.3 Модель Цыганенко 1996 г 28
1.2.4 Модели Цыганенко TsOl (2003 г.) и Ts04 (2005 г.) для сильно возмущенной магнитосферы 31
ГЛАВА 2 Расчеты жесткости геомагнитного обрезания в минимуме солнечного цикла вдоль маршрута антарктической экспедиции 34
2.1 Широтный эффект в космических лучах 34
2.1.1 Важность получения точных данных широтных исследований КЛ 34
2.1.2 Широтные исследования: маршрут и основные результаты 35
2.1.3 Эффективные жесткости обрезания КЛ для разных зенитных и азимутальных углов прихода частиц КЛ в точки местонахождения судна вдоль маршрута 44
2.2 Влияние угла наклона прихода космических лучей на их пороговые жесткости 49
2.3 Спектр и ширина пенумбры для наклонно падающих КЛ 55
2.4 Истинные жесткости обрезания вдоль маршрута корабля и функции связи 61
2.4.1 «Истинные» жесткости обрезания и их расчет 61
2.4.2 Расчеты истинных жесткостей обрезания в реальном геомагнитном поле вдоль маршрута корабля из Антарктики в Италию с учетом результатов траекторных расчетов для наклонных направлений 64
ГЛАВА 3 Магнитосферный эффект космических лучей в период геомагнитных бурь, наблюдавшихся на разных фазах солнечного цикла 69
3.1 Исследование геомагнитных порогов в период трех умеренных магнитных бурь в минимуме и на фазе подъема солнечной активности 70
3.1.1 Расчеты жесткостей обрезания КЛ в магнитном поле моделей Ц89 и Ц96 для умеренно возмущенных условий 70
3.1.2 Изменения эффективных жесткостей обрезания и их связь с межпланетными параметрами 72
3.1.3 Исследование возможности использования данных по космическим лучам для тестирования моделей магнитосферного магнитного поля 78
3.2 Изменения теоретических геомагнитных порогов в магнитном поле модели TsOl (ЦОЗ) и
экспериментальных порогов в период четырех магнитных бурь 83
3.2.1 Сравнительная характеристика четырех бурь 83
3.3 Сравнение моделей TsOl и Ts04 на примере сильной бури 18-24 ноября 2003 г 114
3.3.1 Связь теоретических геомагнитных порогов с экспериментальными порогами 117
3.3.2 Корреляция теоретических порогов с Dst-вариацией и межпланетными параметрами. 119
Заключение 125
Литература 126
- Движение заряженных частиц в магнитном поле Земли и численные методы расчета их траекторий
- Модели Цыганенко TsOl (2003 г.) и Ts04 (2005 г.) для сильно возмущенной магнитосферы
- Эффективные жесткости обрезания КЛ для разных зенитных и азимутальных углов прихода частиц КЛ в точки местонахождения судна вдоль маршрута
- Изменения эффективных жесткостей обрезания и их связь с межпланетными параметрами
Движение заряженных частиц в магнитном поле Земли и численные методы расчета их траекторий
В данной диссертационной работе речь идет о первичных галактических космических лучах, т.е. о потоках заряженных частиц высоких энергий ( 106эВ), приходящих в околоземное пространство [5]. Магнитное поле Земли в первом приближении представляет собой поле диполя. Заряженные частицы, попадая в это магнитное поле, испытывают воздействие силы Лоренца, зависящей от заряда частицы (q=Ze), её скорости (v) и величины напряжённости магнитного поля (В). Сила Лоренца увеличивается как с увеличением q, так и с увеличением произведения vxB. Траектории заряженных частиц (например, протонов) в магнитном поле искривляются. Причем радиус кривизны траектории в магнитном поле будет зависеть от их энергии, точнее— от импульса (произведения массы частицы на скорость — mv).
Соотношение называется магнитной жесткостью частицы, где р — импульс частицы, с — скорость света, — относительный заряд, е — заряд электрона [5].
Именно жесткость и определяет параметры траектории частицы в магнитном поле. Потоки КЛ в основном состоят из протонов, имеющих положительный заряд, равный заряду электрона [например, 6].
Магнитное поле Земли существует в среде, наполненной потоками солнечной плазмы и межпланетным магнитным полем. В результате "обтекания" магнитного поля земного диполя потоком солнечного ветра, образуется сложная структура, названная магнитосферой (см. рис.
Магнитосфера находится под постоянным воздействием давления солнечного ветра и при изменениях характеристик СВ иногда может испытывать существенные пространственные деформации. Набегающий на Землю поток солнечной плазмы вызывает магнитную - бурю,1, которая! представляет »собой глобальное»искажение. магнитного поля Земли; она обусловлена генерацией электрических токов внутри самой магнитосферы через некоторое время (минуты-десятки минут) после первоначального толчка облака солнечной плазмы. Именно электрические токи, связанные с движением заряженных частиц в радиационных поясах внутри магнитосферной полости, вызывают искажение естественного магнитного поля Земли. Наиболее мощный ток во время магнитных бурь формируется вблизи Земли, на расстоянии 3 4-х радиусов от её поверхности. Это так называемый кольцевой ток. Он состоит как из частиц солнечной плазмы, так и земной: ионосферной. Кольцевой ток во время бурь генерирует мощное индукционное поле в этой "і области и вызывает уменьшение, депрессию, общего магнитного поля Земли на низких и средних широтах. Эксперименты показывают, что в такие моменты времени дневная граница магнитосферы, обычно находящаяся на расстоянии около 10 радиусов Земли, происходит сильная деформация поля. енее 5—6 радиусов Земли (там, где расположен кольцевой ток) существенно меняет траектории космических лучей, проникающих в магнитосферу. Кроме того высокоширотные области заполняются солнечными энергичными частицами во время вспышек так как часто генерация частиц на Солнце (точнее, их приход к Земле) совпадает с магнитными бурями. Магнитное поле в эти моменты ослабевает и позволяет частицам проникать глубже в магнитосферу. Для полярных частиц это проявляется в виде смещения низкоширотной границы полярных сияний ближе к экватору: зона заполнения солнечными частицами полярных областей во время магнитных бурь становится более обширной и сдвигается к экватору. Интенсивность геомагнитной бури обычно описывается индексами Dst и Кр. Индекс Dst характеризует величину снижения горизонтальной компоненты магнитного поля Земли на экваторе; индекс вычисляется по наблюдениям поля на сети магнитных станций. С ростом интенсивности бури абсолютные значения Dst увеличиваются. Так, умеренные бури характеризуются Dst от -50 до -100 нТл, сильные— от -100 до -200 нТл и экстремальные — ниже -200 нТл. К-индекс— это квазилогарифмический индекс (увеличивается на единицу при увеличении возмущенности приблизительно в два раза), вычисляемый по данным конкретных обсерваторий за трехчасовой интервал времени. Индекс был введен Дж. Бартельсом в 1938 г. и представляет собой значения от 0 до 9 для каждого трехчасового интервала (0-3, 3-6, 6-9 и т.д.) мирового времени. Для вычисления индекса берется изменение магнитного поля за трехчасовой интервал, из него вычитается регулярная часть, определяемая по спокойным дням, и полученная величина по специальной Таблице переводится в К-индекс. Поскольку магнитные возмущения проявляются по разному в различных местах на Земном шаре, то для каждой обсерватории существует своя Таблица, построенная так, чтобы различные обсерватории в среднем за большой интервал времени давали одинаковые индексы [9]. Планетарный Кр-индекс вычисляется как среднее значение К-индексов, определенных на 13-ти геомагнитных обсерваториях, расположенных между 44 и 60 градусами северной и южной геомагнитных широт. Его диапазон также лежит в пределах , от 0 до 9; но Кр-индёкс определяется: с точностью до ровно, 4+ означает 4 и 1/3. Главная часть геомагнитного поля генерируется источниками внутри земного шара: вероятно, во вращающемся жидком металлическом ядре Земли существуют электрические токи, которые поддерживаются конвективными гидромагнитными потоками (см. [10]). В первом приближении это поле можно рассматривать как поле магнитного диполя, несколько смещенного относительно центра Земли. Однако дипольного представления недостаточно для описания временных вариаций КЛ и планетарного распределения жесткости обрезания [11].
Вектор геомагнитного поля Н описывается в декартовой системе координат составляющими: северной (обычно обозначаемой X, восточной (Y) и вертикальной (Z); в цилиндрической системе координат — горизонтальной составляющей Н, вертикальной Z и склонением D; в сферической системе— модулем магнитной напряженности В, склонением D и наклонением I). Эти компоненты геомагнитного поля изменяются во времени: короткопериодные вариации создаются главным образом внешними источниками в магнитосфере, длиннопериодные вариации— в основном источниками внутри Земли [12].
Модели Цыганенко TsOl (2003 г.) и Ts04 (2005 г.) для сильно возмущенной магнитосферы
Модель круговых и хвостовых токов, также как в модели Ц89, основана на представлении вектор-потенциалов для аксиально-симметричных полей, которые соответствуют распределению электрического тока вблизи экватора. Соединением нескольких вектор-потенциалов с разными масштабами и разными весовыми коэффициентами, представленными в виде простых функций от соответствующих входных параметров, достигается достаточно гибкое описание распределения токов в окрестности Земли и в хвосте, его деформация в направлениях утро-вечер и день-ночь, а также учет изменений наклона геодиполя к плоскости эклиптики. Отдельным блоком в данной модели выделена крупномасштабная система продольных токов Биркеланда области 1 и 2, с помощью которой удается описать смещение к экватору полярных каспов с ростом уровня возмущений, и которое не удавалось описать с помощью круговых и хвостовых токов в модели Ц89. Модель V№A нлБиркеландовых, токов «дает вполне, реалистичную конфигурацию магнитного шоля для . f определенного ряда входных параметров. Также отдельным блоком в уравнении (1.36) введено магнитное поле взаимодействия через границу магнитосферы между геомагнитным полем и магнитным полем солнечного ветра. Ориентация поля взаимодействия контролируется составляющими By и Bz межпланетного магнитного поля, В качестве входных параметров в модели Ц96 служат плотность и скорость солнечного ветра, которые определяют его давление на магнитосферу, By и Bz составляющие ММП и индекс Dst геомагнитной активности. Несмотря на то, что модель Ц96 описывает магнитное поле магнитосферы ближе к реальности, она более громоздка в вычислениях и требует больше машинного времени, что затрудняет многочисленные траекторные расчеты, поэтому во многих случаях, не требующих слишком высокой точности вычислений, вполне можно пользоваться более простой моделью Ц89. Особенно, если речь идет о больших объемах расчетов в спокойные периоды. Магнитосферные модели TsOl и Ts04 [32] построены по базе данных измерений магнитного поля на спутниках в период 37 геомагнитных бурь с Dst -65 нТ и отличаются разной аппроксимацией одних и тех же экспериментальных данных [29-31]. В модели TsOl авторы уделили основное внимание описанию средней магнитосферы при определенных условиях в солнечном ветре и ММП.
Основными источниками магнитного поля моделей TsOl и Ts04 являются: симметричный и частичный круговые токи, система токов хвоста магнитосферы, продольные токи Биркеланда региона 1 и 2, токи на магнитопаузе. Чтобы ограничить поле внутри магнитосферы, был включен блок, описывающий поле взаимодействия, которое представляет собой эффект проникновения межпланетного магнитного поля внутрь магнитосферы. Поле взаимодействия представлено в виде однородного магнитного поля, которое пропорционально поперечной компоненте и направлено вдоль нее. В качестве входных параметров, определяющих влияние межпланетных условий на магнитосферу, в обоих случаях использовались Dst-вариация, плотность и скорость солнечного ветра (Nsw и Vsw) и компоненты межпланетного магнитного поля. Согласно этим моделям магнитное поле.внутри магнитосферычВе (без"главного магнитного поля) представляет собой сумму вкладов от основных магнитосферных токовых систем где BcF— поле токов Чепмена-Ферраро, которое удерживает земное магнитное поле внутри границы магнитосферы; члены Brc, Bt и BFac— это вклады от кругового тока, поперечных токов хвоста и крупномасштабных продольных токов. Каждый из этих членов включает соответствующее экранирующее поле, которое удерживает полное магнитное поле внутри магнитопаузы. Последний член ур. (1.37) Bint описывает частичное проникновение межпланетного магнитного поля ММП внутрь магнитосферы. Следует подчеркнуть, что математический аппарат выбран таким образом, чтобы он соответствовал основным наблюдаемым токовым системам. Все параметры токовых систем были определены по данным наблюдений. В общем, структура внешнего поля модели TsOl і І , аналогична структуре более ранней модели Цыганенко Ц96 для умеренно возмущенных условий [28]. Магнитопауза в данной модели представляет собой эллипсоидно-цилиндрическую поверхность, форма которой соответствует среднему наблюденному положению границы магнитосферы. Магнитопауза может увеличиваться или сокращаться подобно самой себе в зависимости от отношения давления солнечного ветра в какой-либо момент времени к его среднему значению. Угол наклона диполя к линии Солнце-Земля влияет на форму магнитопаузы и поперечные токи хвоста. Модель TsOl включает в себя симметричный и частичный объемные круговые токи, которые рассчитываются по наблюдаемому давлению частиц и его анизотропии, что дает возможность учитывать утренне-вечернюю асимметрию кругового тока во время возмущений, которая не учитывалась в более ранних моделях. Частичный круговой ток представляет собой западный азимутальный ток на низких широтах, который замыкается продольными токами в вечерне-предполуночном секторе и создает наблюдаемую утренне-вечернюю асимметрию геомагнитного поля на высотах от геосинхронных орбит до земной поверхности. Магнитное поле от поперечных токов хвоста описано двумя модулями с радиальным изменением плотности электрических токов, что достаточно гибко отражает наблюдаемые радиальные профили. Поперечные токи хвоста зависят от его толщины, степени «-расширения на .флангах4 и ют (деформации і в зависимости от, угла, наклона геомагнитного " диполя и изменений этих параметров вдоль оси хвоста. Вклад от токов Биркеланда области 1 и 2 описывается двумя модулями с меняющейся вдоль оси хвоста плотностью тока, подвижным внутренним краем, переменной толщиной и формой, которая контролируется углом наклона геомагнитного диполя. Каждый модуль состоит из двух Фурье-мод, которые описывают зависимость Биркеландовых токов от местного времени. Глобальные размеры продольных токов зависят от уровня возмущенности, т.е. экваториальное расширение овалов области 1 и 2 или их стягивание к полюсу определяется уровнем возмущенности.
Эффективные жесткости обрезания КЛ для разных зенитных и азимутальных углов прихода частиц КЛ в точки местонахождения судна вдоль маршрута
В таблице 2.3 представлены среднесуточные значения географических координат корабля на каждый день экспедиции и соответствующие им значения ширины пенумбры для каждого азимутального и зенитного угла прихода заряженных частиц. Как видим, ширина пенумбры зависит как от азимутального, так и от зенитного угла и достигает максимумов на той или иной широте при разных AZ и ZE. Восточно-западная асимметрия космических лучей проявляется в том, что область географических широт (Аф), где почти отсутствует пенумбра, не одинакова для восточных NE, Е, SE и западных NW, W, SW направлений прихода. Для каждого из восточных направлений Аф увеличивается с ростом зенитного угла (в северном полушарии на 10-15, в южном на 4-5). Для западных направлений Аф с почти нулевой пенумброй сужается с ростом зенитного угла (в северном полушарии на 5-13, в южном на 3-12). Аф не зависит от величины ZE для северного направления и меняется приблизительно на 3 в северном и южном полушарии.
Для наглядности по этим данным построены графики, приведенные на рис. 2.14 (а-з). На графиках нанесены зависимости ширины пенумбры от широты места наблюдения для каждого азимутального направления и четырех зенитных углов прихода заряженных частиц. Из рисунка 2.14 видно, что ширина пенумбры резко увеличивается в районах Средиземного моря и Индийского океана (т. е. в районе южных широт от 15S до 35S и северных от 20N до 45N). Наиболее широкой пенумбра становится на широте 20-30S, где ширина ее составляет около 2 ГВ, и на широте 32N (ширина пенумбры почти 5 ГВ для ZE = 30). В полосе широт от 15S до 21N пенумбра космических лучей отсутствует. Ширина пенумбры в целом в северном полушарии больше, чем в южном. Самая широкая пенумбра (4,2-4,8 ГВ) наблюдается в северном полушарии для азимутальных направлений N, NE, Е при зенитных углах прихода частиц 15, 30, 45. Для азимутов SE, S, SW, W максимальная ширина пенумбры составляет -2,8-2,9 ГВ при ZE = 0, для NW— 3,1 ГВ при ZE = 45. В южном полушарии для северного и восточных азимутов N, NE, Е, SE максимум ширины пенумбры составляет 2,2-2,8 ГВ при ZE = 60, для южного и западных азимутов S, SW, W, NW — 2,0-2,8 ГВ для зенитных углов, соответственно, 45, 30, 15 и 0.
На рис. 2.15 представлены спектры пенумбры наклонно падающих космических лучей (AZ = 0, ZE = 45) для каждой точки экспедиции. Характер спектров, как видно из рисунка/ не везде одинаков — в южном полушарии полосы, разрешенных траекторий (белые участки спектра) больше, чем в северном.
Таким образом, анализ спектра и ширины пенумбры космических лучей, а также среднесуточных значений эффективных жесткостей обрезания КЛ, рассчитанных для среднесуточных координат корабля для каждого дня Итальянской Антарктической экспедиции, показал, что верхние пороговые жесткости совпадают с эффективными с точностью до 0,01 на участке пути с 8 дня по 18 день и с 79 дня по 90 день экспедиции, т.е. в пределах широт 23N- 13S пенумбра практически отсутствует для всех исследованных азимутальных и зенитных направлений. Ширина пенумбры и характер ее спектра изменяется с изменением угла прихода заряженных частиц. Пенумбра имеет ширину более 1 ГВ в интервале широт 25- 41 в северном полушарии для всех исследованных направлений (с максимальной шириной 4,8 ГВ на 31,5 N для AZ = 45 и ZE= 30) и на широтах с -18 по -30 в южном полушарии (с максимумом в 2,2 ГВ на "широте298дляАг = 45оигЕ = 60). Введение понятия «истинные» жесткости (apparent cutoff) было вызвано тем, что при широтных измерениях выявляются аномалии в зависимости интенсивности нейтронной составляющей космических лучей от жесткости, если использовать вертикальные эффективные жесткости. Стокер [46] предположил, что эти широтные аномалии можно объяснить, если в определении жесткости обрезания космических лучей учесть жесткости обрезания наклонно падающих частиц. Согласно [43] истинная пороговая жесткость — это та жесткость, при которой, если считать ее однородной по всему небу, на уровне моря будет регистрироваться скорость счета нейтронного монитора, равная скорости счета при реальном угловом распределении пороговой жесткости [43, 62]. Обычно пользуются эффективными вертикальными жесткостями обрезания, при этом полагая, что частицы, приходящие на границу атмосферы по вертикали сохраняют это направление вплоть до уровня моря. В большинстве случаев такого приближения достаточно. Однако для интерпретации широтных измерений космических лучей возникает необходимость знать геомагнитные пороги более точно. В действительности, наклонно падающие космические лучи также вносят вклад в реальную,скорость счета нейтронного монитора, так,как при многократных неупругих взаимодействиях в атмосфере теряется часть «памяти» о первоначальных направлениях у адронных вторичных частиц на уровне моря. Авторы работ [43, 62] предложили определять истинную жесткость по данным расчета пенумбры для всех направлений верхнего полупространства, при этом эффективные жесткости для наклонных направлений учитывать с весом, зависящим от зенитного угла. Использование истинных жесткостей обрезания, как полагают авторы [43, 62], улучшает упорядочение данных широтных измерений космических лучей в зависимости от жесткости обрезания.
Изменения эффективных жесткостей обрезания и их связь с межпланетными параметрами
Ограниченность магнитосферы, т. е. форма и размеры ее магнитопаузы, определяются в модели TS01 динамическим давлением солнечного ветра и, следовательно, изменяются при изменении плотности Nsw и скорости Vsw солнечного ветра. Коэффициенты корреляции (см. табл. 3.10) теоретических АЯЭф с Nsw составляют ( 0,7) для всех станций, корреляция экспериментальных ARcrc с Nsw слабее, но также достаточно значима, а именно, на станциях Иркутск, Москва, Хобарт она равна -0,56. Значения регрессионных коэффициентов увеличиваются с ростом широты от Токио к ст. Москва и уменьшаются на ст. Хобарт, также как в случае корреляции геомагнитных порогов с Dst. Корреляция как теоретических АЯэф, так и экспериментальных ARcrc со скоростью солнечного ветра Vsw практически отсутствует, как видно из табл. ЗЛО.
Согласно [97] влияние ограниченности магнитосферы приводит к увеличению (геомагнитных .порогов в і-высоких широтах. 1 Совместное влияние " ограниченности магнитосферы и кольцевого тока может создать ситуацию, когда имеет место эффект уменьшения жесткостей обрезания на низких широтах и их увеличения в полярных. Соотношение понижения и увеличения геомагнитных порогов на разных широтах зависит от интенсивности токовых систем, описывающих обжатие магнитосферы и падения интенсивности магнитного поля внутри магнитосферы под влиянием кольцевых токов. Эти оценки в [97] были сделаны для осесимметричных полей и могут служить указателем на появление таких эффектов.
Возмущение в ноябре 2003 г относится к редким событиям, исследование которых важно для понимания закономерностей солнечно-земной физики. Исследование геомагнитных порогов в этот период показало, что — вариации теоретических и экспериментальных геомагнитных порогов демонстрируют достаточно высокую степень корреляции между ними;, " — максимальное снижение геомагнитных порогов в ноябре 2003 г. наблюдается на среднеширотных станциях вблизи минимума Dst-вариации Снижение составляет -40-80% для экспериментальных и -40-90% — для теоретических геомагнитных порогов, т. е. геомагнитные пороги снижаются на средних широтах до значений более низких, чем невозмущенный геомагнитный порог субавроральной ст. Апатиты ( 0,7 ГВ). Такое снижение геомагнитных порогов вполне может объяснить появление полярных сияний на средних широтах в периоды исключительно сильных магнитных бурь. — Основной вклад в снижение жесткостей геомагнитного обрезания вносит Dst-вариация (по сравнению с вариациями других параметров). Таким образом, высокие значения коэффициентов корреляции между геомагнитными порогами и Dst-вариацией и наличие излома в поведении регрессионных коэффициентов свидетельствует о том, что система симметричных круговых токов, ответственная за ослабление магнитного поля во внутренней магнитосфере, удовлетворительно представлена моделью TS01. Влияние вариаций плотности СВ, Bz-компонента ММП и Dst на вариации экспериментальных порогов ARcrc слабее, чем на AR , а отклик вариации By в ARcrc заметно существеннее, чем в АЯэф. Корреляция теоретических АЯЭф и экспериментальных ARcrc порогов с плотностью солнечного ветра Nsw довольно высока и крайне низка со скоростью солнечного ветра Vsw. От скорости и плотности солнечного ветра, как было указано, зависит динамическое «., ,,, ,» давление на магнитосферу ,„ и, следовательно, і размер .„магнитосферы. По-видимому,, в "А " период данной бури плотность солнечного ветра, а не скорость играет более существенную роль для вариаций геомагнитных порогов. Коэффициенты корреляции компонента ММП By с экспериментальными ARcrc в 2-3 раза выше, чем коэффициенты корреляции By с теоретическими AR . Это обстоятельство может свидетельствовать о том, что реальная асимметрия в период данной бури 2003 г. в направлении утро-вечер была более сильной, чем представлена в модели TS01. Суточная анизотропия теоретических AR в минимуме Dst-вариации составляет 0,4 ГВ на средних широтах. Экспериментальные ARcrc были определены без учета суточной анизотропии из-за ограниченного числа имеющихся в настоящее время станций КЛ. Этим можно объяснить значительную часть расхождений (в пределах ±0,3 ГВ) в кривых теоретических AR3$ и экспериментальных ARcrc геомагнитных порогов, однако не { \ tv. удается объяснить максимальные расхождения. Возмущение геомагнитного поля в течение 7-13 ноября 2004 г. представляет собой одно из наиболее сильных возмущений 23 цикла солнечной активности [4] и представляет собой 2 бури, следующие одна за другой: 7-8 и 9-13 ноября 2004 г. С 6 по 12 ноября почти каждый день наблюдались корональные выбросы массы и ударные волны. В течение 5 дней наблюдались 5 SSC, за которым последовало резкое повышение Vsw до 700-800 км/с, усиление ММП до 40 5 нТ. Первая буря началась 7 ноября и минимум Dst был достигнут 8 ноября (Dst-—289 нТ). Начальная фаза второй бури наблюдалась на фазе восстановления первой бури при достаточно сильном снижении поля Dst-—113 нТ, когда вызвавшее первую бурю магнитное облако догнало второе магнитное облако, передний край которого прошел земную орбиту 9 ноября 2004 г в 2ШТ [92]. Изменения возмущенных геомагнитных порогов, как теоретических, так и экспериментальных, определялись по отношению к спокойному уровню 6 ноября 2004 г. для 6 станций, охватывающих область широт со спокойными геомагнитными порогами от 11 до 1,7 ГВ. В спокойный день 6 ноября 2004 г. среднесуточные значения геомагнитных порогов, рассчитанные в модельном поле соответственно равны: Токио— 11,01 ГВ, Алматы— 6,18ГВ, Рим— 6,09ГВ, Иркутск— 3,25ГВ, Москва— 2,12ГВ, Хобарт — 1,78 ГВ [78]. Значения невозмущенных порогов на 0,2-0,3 ГВ меньше, чем геомагнитные пороги в главном магнитном поле Земли, описываемом моделью Международного Аналитического Поля (IGRF) для 2004 г.
Временные вариации геомагнитных порогов 7-13 ноября 2004 г. На рис. 3.12 приведены определенные вариации теоретических АЯЭф (кружки) и экспериментальных ARcrc (крестики) жесткостей геомагнитного обрезания в период геомагнитного возмущения 7-13 ноября 2004 г. Внизу рис. 3.12 показаны Dst-вариация (черные кружки), Кр (кружки), скорость Vsw (черные звездочки) и плотность Nsw (звездочки) солнечного ветра. На рис. 1 кривые а, б, в, г, д, е соответствуют станциям Токио, Алматы, Рим, Иркутск, Москва, Хобарт. Станции расположены в порядке убывания геомагнитных порогов от 11,01 ГВ (Токио) к 1,78 ГВ (Хобарт). Как видно из рис. 3.12, кривые вариаций геомагнитных порогов АЯЭф и ARcrc в целом похожи. Коэффициенты %V \ MIWV корреляции между ними составляют 0,27; 0,76; 0,82; 0,87; 0,89; 0,83,,соответственно, для станций Токио, Алматы, Рим, Иркутск, Москва и Хобарт. Обращает на себя внимание низкий коэффициент корреляции для Токио, о чем будет сказано ниже.
