Планетарная динамика аврорального свечения (стр. 3 )

За приполюсной границей овала интенсивность свечения падает, однако средняя энергия остается относительно высокой, после чего наблюдается резкий спад как на дневной, так и на ночной стороне до уровня 0.4 кэВ и ниже. Вероятно, эту довольно резкую границу, хорошо заметную на рис.22, можно принять за границу полярной шапки, а интервал широт от приполюсной границы овала до резкого спада Е отнести к диффузному свечению с приполюсной стороны овала. Для высокой магнитной активности радиус полярной шапки составляет ~8°, что совпадает с экспериментальными данными [Eather and Mende, 1971].

Для других уровней магнитной активности отмеченные выше закономерности сохраняются. Максимум свечения и потока энергии высыпаний совпадают с положением овала. Экваториальное свечение в ночные часы связано с минимумом средней энергии авроральных электронов и с максимумом на дневной стороне. Границы полярной шапки можно определить по понижению Е, но этот эффект при ослаблении магнитной активности выражен менее четко. Наблюдается увеличение размеров полярной шапки с понижением магнитной активности.

На рис.22 отчетливо видно, что вариации свечения повторяют изменения потока энергии и не зависят от средней энергии частиц. Для выявления зависимости интенсивности свечения от средней энергии была использована характеристика J/W, где J - интенсивность свечения, а W - вариации потока энергии. Она не зависит от местного времени, так как использовалась одна и та же модель нейтральной атмосферы, что приемлимо для исследования характеристик свечения в темное время при отсутствии дополнительной ионизации за счет ультрафиолетового излучения Солнца, когда возможны наземные оптические наблюдения. Расчет проводился для максимального величины магнитной активности для высотного уровня 90 км. Полученные результаты представлены на рис.23. Для всей светящейся толщи атмосферы при увеличении энергии частиц это отношение увеличивается с ростом средней энергии и при изменении Е от 0.5 до 3.0 кэВ увеличивается почти в два раза. Вариации интенсивности хорошо описываются формулой:

J = 10(1.45 + 0.89 lg E) × W,

где Е измеряется в кэВ, а W в эрг × см× с, Сплошная линия на рис.23 вычислена по приведенной формуле. Она позволяет по интенсивности свечения и одной из характеристик потока частиц определить второй параметр.

Планетарное распределение свечения l 427.8 нм для четырех значений магнитной активности и трех высотных уровней приведено на рис.24. Градации интенсивности свечения различаются на порядок.

Для высотного уровня 90 км видно хорошее совпадение области максимального свечения с границами аврорального овала, особенно для высокой магнитной активности (AE > 600 нТл и 600 > AE > 300нТл). Экваториальная граница максимального свечения практически точно совпадает с границей овала. Приполюсная граница свечения в ночные часы располагается несколько выше соответствующей границы овала.

Интересной особенностью является “разрыв” в дневные часы, который наблюдается при АЕ > 600 нТл, но отсутствует при 600 > АЕ > 300 нТл, т. е. при максимальной магнитной активности средняя интенсивность свечения в дневные часы ниже, чем при более низкой возмущенности, но область достаточно высокой интенсивности свечения (вторая градация интенсивности) шире. Таким образом, при максимальной магнитной активности яркость свечения в дневном секторе понижается но сама область свечения расширяется. При слабой магнитной активности (300 > АЕ > 100 нТл) и при максимальной магнитной активности для высотного уровня 150 км разрыв в дневные часы появляется снова. При понижении магнитной активности и повышении высотного уровня интенсивность свечения падает, но во всех случаях область максимального свечения наблюдаеся внутри аврорального овала и границы этой области, как правило, совпадают с границами овала.

Экваториальная граница диффузного свечения в свою очередь оконтуривает область с интенсивностью свечения на порядок ниже, хотя сопадение и менее хорошее, чем для овала. С уменьшением магнитной активности граница диффузного свечения и свечение с J @ 0.5 kR сжимаются синхронно. При AE > 600 нТл диффузная экваториальная полоса и свечение с J @ 0.5 kR имеют одинаковую асимметрию с расширением в предполуденные часы. Для слабой магнитной активности (300 > AE > 100 нТл) в дневные часы область свечения l 427.8 нм существенно шире полосы диффузного свечения. В остальные часы наблюдается довольно хорошее соответствие интенсивности свечения и положения границ. В полярной шапке свечение слабое, наблюдается тенденция некоторого повышения интенсивности с уменьшением магнитной активности.

Особенностью распределения при спокойных условиях является появление области повышенного свечения на субавроральных широтах в районе полуночи, котороые отчетливо видны для высотных уровней 90 и 150 км. Это повышение связано не с увеличением жесткости частиц, что должно было бы быть, если оно вызвано высыпаниями из радиационных поясов, а с усилением потока энергии и уменьшением жескости авроральной радиации. Область с повышенной средней энергии частиц лежит между поясом диффузного свечения и этим новым максимумом.

Для высотного уровня 300 км (см. рис.24 в) интенсивность свечения уже низка и даже при максимальной магнитной активности не превышает 100 R, но область максимального свечения, как и раньше, имеет овальную форму, схожную с авроральным овалом. Для слабой магнитной активности и спокойных условий экваториальная граница овала довольно хорошо совпадает с границей свечения последней градации яркости, приполюсная граница свечения располагается в области более высоких широт. При высокой магнитной активности для этого уровня экваториальная и приполюсная границы свечения с J ~ 50 R (максимального для этой высоты) в ночном секторе хорошо совпадают с границами овала.

Для промежуточного высотного уровня 150 км основные особенности сохраняются. Область максимального свечения практически полностью располагется внутри границ овала. Сохраняются, как и на рис.24а, языки свечения в вечерние часы для средней магнитной активности и в дневные часы для слабой, хотя форма их несколько меняется. При понижении магнитной активности свечение в полярной шапке усиливается.

Были рассчитаны аналогичные пространственно-временные распределения свечения для наиболее сильных полос систем 1PGN (l 750.5 нм) и GMN (l 1108.7 нм). Общий характер распределения свечения сходен с 1NGN, но интенсивность свечения этих эмиссий выше, чем для l 427.8 нм. При спокойных магнитных условиях область повышенного субаврорального свечения в ночные часы для 1PGN и GMN тоже заметно шире, чем для l 427.8 нм.

Сопоставление границ овала и диффузного свечения с планетарным распределением свечения молекулярных полос азота, рассчитанного для разных уровней магнитной активности и разных высот по модели высыпания авроральных частиц, показало, что границы овала сияний хорошо совпадают с областью максимального свечения. Сжатие овала при уменьшении магнитной активности сопровождается сжатием области максимального свечения. Эти закономнрности сохраняются для разных высотных уровней с соответствующим изменением интенсивности свечения. Экваториальная граница диффузного свечения совпадает с границей свечения, интенсивность которого на порядок ниже свечения внутри овала. На ночной стороне диффузное свечение совпадает с областью минимальной энергии авроральных электронов, на дневной - с областью максимальных энергий.

6. СОПРЯЖЕННОСТЬ СИЯНИЙ И АВРОРАЛЬНЫХ ОВАЛОВ

Вопрос о сопряженности сияний в северном и южном полушариях обсуждался давно. Еще Фритц и Штермер писали о том, что, так как северное и южное полушарии связаны магнитными силовыми линиями, то сияния в обоих полушариях должны находиться на одинаковых широтах и иметь сходные вариации яркости [Fritz, 1981; Stormer, 1955]. Большая вероятность наличия сопряженности подтверждается также сходством изохазм в Аркитке и Антарктике, если их построить в геомагнитных координатах [см. например, Feldstein et al., 1974]. Однако до МГГ фактически не было станций, наблюдавших полярные сияния, данные которых можно было бы использовать для изучения этого вопроса.

Первые реальные исследования сопряженности начались после МГГ, когда был получен богатый материал с большого числа станций, оснащенных камерами всего неба. Подбирались имеющиеся в наличии пары станций в разных полушариях, геомагнитные координаты которых были близки. В [De Witt, 1962] по данным станций о. Кембелл - Фаревелл (F¢~60°) и о. Маккуори - Котцебу (F¢~63°) было показано, что для этих пар станций как появление полярных сияний, так и временные вариации их активности происходят синхронно.

Фактически первая специальная экспедиция для исследования сопряженности сияний была проведена в годах Полярным геофизическим институтом и Институтом земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн АН СССР (руководитель директор ПГИ ) с одной стороны и Национальным центром научных исследований Франции (руководитель проф. Ж. Блямо) с другой [Исаев и др., 1962; Исаев, 1968].

В южном полушарии наблюдения проводились на о. Кергелен в обс. Порто-о-Франс. Для этого пункта были рассчитаны координаты сопряженной точки в северном полушарии и в качестве основной базы был выбран поселок Яренск в Архангельской области. В Яренске и Кергелене наблюдения велись на одинаковой фотометрической аппаратуре, как в эмиссиях, так и интегральными фотометрами. В северном полушарии кроме Яренска в области, близкой к сопряженной точке, работало несколько камер всего неба. На рис.25 приведены два примера одновременной фотометрической регистрации сияний. Видно, что наблюдается достаточно хорошее соответствие временных вариаций интенсивности свечения в обоих полушариях [Bhavsar et al., 1965]. В дальнейшем советско-французское сотрудничество было продолжено. На рис.26 приведены положения сияний для 4 моментов суббури 25 февраля 1971 года, полученные камерами всего неба на о. Кергелен и в Архангельской области [Fehrenbach et al., 1974]. Заключительным этапом этого содружества был эксперимент АРАКС с запуском ракеты с о. Кергелен с инжектором электронов, направленным вдоль силовой линии в пртивоположное полушарие [Cambou et al., 1975].

Наиболее надежные результаты по сопряженности сияний были получены во время специального эксперимента, когда с двух самолетов, пролетавших вдоль сопряженных трасс в северном и южном полушариях, проводилось одновременное фотографирование сияний [Belon et al., 1969]. На рис.27 приведено два примера регистрации сияний в разных полушариях после проектирования южных сияний в северную полусферу. Магнитное поле во время эксперимента было спокойным и во всех случаях наблюдалось практически полное совпадение положения сияний. Проектирование из одного полушария в другое проводилось по модели [Hendrics and Cain, 1966]. Небольшие расхождения можно объяснить ошибками при определении положения сияний и недостатками модели магнитного поля, с помощью которого проводилось проектирование из одного полушария в другое.

Однако дальнейшие исследования показали, что во время суббурь в высокоширотной части овала сопряженность можен нарушаться. В [Stenbaek-Nielsen et al., 1972] сияния при исследовании сопряженности были разделены на две части, экваториальную (F¢= 63-65°) и высокоширотную. Для экваториальных сияний всегда наблюдалась хорошая сопряженность. Высокоширотные сияния при спокойных условиях тоже сопряжены, но при магнитных возмущениях сопряженность ухудшается. Сопоставление положения полюсной кромки сияний, полученной спутником “Полар”, пролетавшего над северным полушарием, со снмиками антарктической камеры всего неба на ст. Восток показало, что при общем подобии развития сияний иногда могут наблюдаться значительные расхождения их положения, причем эта разница доходила до 400 км [Vorobjev et al., 1999]. Согласно [Stenbaek-Nielsen and Otto, 1997; Vorobjev et al., 1999], нарушение сопряженности может быть связана с вариациями ММП.

Тем не менее среднестатистические распределения вероятности появления сияний в северном и южном полушариях очень похожи. На рис.28 приведены изоавроры (линии одинаковой вероятности появления сияний в зените) в северном и южном полушариях за период МГГ для ночных и дневныж часов [Фельдштейн, 1963; Feldstein et al., 1974]. Распределения сияний в обоих полушариях практически тождественны, максимальная изоаврора располагается на одной и той же исправленной геомагнитной широте. Некоторое отличие форм кривых определяется разной конфигурацией реального магнитного поля в Арктике и Антарктике. Отсюда можно предположить наличие хорошей сопряженности среднестатистических авроральных овалов в обоих полушариях.

В [Bond and Thomas, 1971] было исследовано положение овала сияний в южном полушарии при разном уровне магнитной активности. На рис.29 приведены овалы для обоих полушарий. В качестве характеристики магнитной активности в [Bond and Thomas] использовался Кр-индекс. В связи с этим приведенные на рис.29 овалы для северного полушария, полученные в [Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968], были тоже построены в зависимости от Кр. Сравнение данных для Арктики и Антарктики показало, что при одинаковых Кр-индексов формы овалов похожи, но размеры в южном полушарии оказались значительно больше. Это связано с различной методикой обработки. В [Feldstein and Starkov, 1967] определялось среднее значение границы в данном временном интервале и при данном уровне магнитной активности. В [Bond and Thomas] в качестве границы проводилась огибающая всех форм сияний, которые наблюдались при данном Кр, то есть определялась не средняя, а экстремальная граница. Вероятно, это менее корректно. Например, во время активной фазы сильной суббури сияния могут доходить до F¢~85°, но такие случаи довольно редки и кратковременны, а при методике, принятой в [Bond and Thomas, 1971], граница овала проводится по наблюдениям во время этих редких событий.

Для более детального сравнения южных и северных овалов на рис.30 для полуночных часов приведены границы полосы свечения в зависимости от разных индексов магнитной активности [Feldstein et al., 1974]. Заштрихована полоса полуночных сияний в зависимости от Q-индекса. Штрихами показаны средние изменения размеров овала в зависимости от Кр. Размеры овала в зависимости от Кр заметно больше. Это связано с тем, что Кр-индекс является довольно грубой характеристикой магнитной активности с трехчасовым разрешением по времени, в то время как авроральная суббуря проходит через все фазы за 1-2 часа. Использование Кр-индекса приводит к тому, что осредняются экстремальные данные за трехчасовые интервалы. На том же рисунке приведены данные [Bond and Thomas, 1971], которые дают еще более широкую полосу свечения. Получаются как бы вложенные друг в друга полосы свечения разной ширины. Самая узкая полоса получается при использовании Q-индекса, о преимуществе которого говорилось выше. При использовании средних значений в зависимости от Кр полоса заметно расширяется, но все же не доходит до широт, полученных в [Bond and Thomas, 1971]. Наибольшее различие имеет место для приполюсной границы. Это легко объясняется резким броском сияний к полюсу во время активной фазы суббури, когда наблюдается кратеовременное смещение полюсной границы в высокие широты.

В связи с этим данные, приведенные в [Feldstein and Starkov, 1967], были обработаны по методике, предложенной в [Bond and Thomas, 1971], то есть определялись экстремальные значения границ из всего набора данных для разных Кр. Эти результаты для северного полушария приведены на рис.30 крестиками. Сравнение положения границ в северном и южном полушариях, полученных с помощью одинаковой методики, показало, что расхождение наблюдается только для Кр = 0, но сдвиг сияний на F¢~78° из-за малой статистики поставлен под сомнение самими авторами и не подтверждается данными северного полушария. Для остальных значений Кр полосы свечения в исправленной геомагнитной системе координат практически совпадают. Отсюда можно заключить, что среднестатистические овалы в северном и южном полушариях хорошо сопряжены для любого уровня магнитной активности.

Для практического использования больший интерес представляют средние, а не предельные значения границ овалов, тем более что эти данные подтверждаются спутниковсими наблюдениями. В связи с этим овалы, полученные в [Feldstein and Starkov, 1067], в преположении их сопряженности и инвариантности в исправленной системе координат, были спроектированы в южное полушарие для разных моментов мирового времени. В качестве характеристики магнитной активности использовался Q-индекс.

Примеры овалов сияний в северном и южном полушариях для двух моментов мирового времени приведены на рис.31 и 32. Согласно [Фельдштейн и Старков, 1968], нанесены разрывы между дневными и ночными участками овалов для спокойных магнитных условий. При отсутствии магнитных возмущений внутри овала наблюдаются сияний полярной шапки, которые исчезают при повышении магнитной активности.

Внутри овалов показаны формы сияний, типичные для данного уровня магнитной активности и данного участка овала. Распределение форм определяется, в основном, интенсивностью и фазой магнитосферной суббури. Схема развития суббури была предложена Акасофу [Akasofu, 1964, 1968] и в дальнейшем развита и уточнена другими исследователями, см., например [Белякова и др., 1968; Старков и Фельдштейн, 1971; Arasofu et al., 1973; Воробьев и Реженов, 1975; Сергеев и Яхнин, 1979; Rostoker et al., 1980]. Распределение дискретных форм внутри овала на рис.31 и 32 нанесены по данным многочисленных работ, некоторые из которых упомянуты выше. Распределение сияний при Q = 4 соответствует активной фазе средней суббури, а при Q = 7 - сильной. Различие конфигураций областей свечения в северном и южном полушариях при одинаковом уровне магнитной активности определяется различием реального магнитного поля Земли. Как уже отмечалось, предполагается сопряженность областей свечения и в исправленных геомагнитных координатах овалы пространственно совпадают.

Такие карты удобны при сопоставлении геофизических явлений в каком-то конкретном районе высоких широт с областями аврорального свечения. Более подробные карты овалов сияний в географических координатах для разного уровня магнитной активности и разных моментов мирового времени для Арктики и Антарктики приведены в [Cтарков, 1973; Зверев и Старков, 1975].

Можно предположить, что границы диффузного свечения тоже сопряжены, но отсутствие экспериментального материала не позволяет ни подтвердить, ни отвергнуть это предположение.

7. ВЛИЯНИЕ НАКЛОНА МАГНИТНОЙ ОСИ НА ПОЛОЖЕНИЕ
ОБЛАСТЕЙ СВЕЧЕНИЯ.

Авроральное свечение вызывается заряженными частицами, которые направляются магнитным полем Земли, и поэтому положение овалов сияний и пояса диффузного свечения по самой методике их определения должны быть инвариантны в исправленной геомагнитной системе координат, которая учитывает реальное магнитное поле, то есть при одном и том же уровне магнитной активности и для одного того же момента местного времени сияния должны располагаться на той же широте для любого сезона и момента мирового времени.

Однако было показано [Свердлов, 1975; 1977], что и исправленная система геомагнитных координат требует корректировки, связанной с вариациями угла наклона магнитной оси, который, из-за несовпадения оси диполья с осью вращения, зависит как от мирового времени, так и от сезона. Система координат, предложенная в [Свердлов, 1975, 1977] и названная инвариантной, учитывает угол наклона и позволяет исключить как сезонные вариации, так и эффект мирового времени. В этой системе реальная точка на земной поверхности меняет свои инвариантные координаты в зависимости от угла наклона земной оси. В период равноденствия инвариантные координаты близки к исправленным геомагнитным.

Схематически конфигурация широтных изолиний инвариантной системы относительно геомагнитных координат в зависимости от сезона приведена на рис.33. Любая фиксированная точка в исправленной геомагнитной системе координат в течение сезона несколько меняет свою инвариантную широту. Как видно из рисунка, в равноденствие эти системы практически совпадают. Наиболее сильно эффект смещения проявляется для меридиональных сектороа 0 и 180°, причем в течение года знак смещения меняется на противоположный.

В [Feldstein and Starkov, 1970] поданным спутника Алуэтт-2 были определены широтные вариации положения полуденных сияний при низком уровне магнитной активности (Q < 3), которые приведены на рис34. Сглаженная кривая близка к синусоиде с амплитудой ~1.5°, которая по форме близка к результатам, полученным в [Maehlum, 1968], но смещена на 1-2 часа на более раннее время.

Согласно [ Свердлов, 1975; Cергеева, 1975 ], кривая на рис. 34 соответствует изменению геомагнитной широты в зависимости от UT и в инвариантной системе координат эти вариации должны отсутствовать. В связи с этим данные рис.24 по картам, приведенным в [Свердлов и др., 1975], были пересчитаны в инвариантную систему. На рисунке эти результаты показаны штриховой линией. Видно, что в пределах ошибки в инвариантной системе координат эффект мирового времени практически отсутствует.

Инвариантная система координат позволяет объяснить долготный эффект активности сияний [Молчанова и др., 1973]. Долготный эффект достаточно четко обнаруживается в вариациях магнитного поля [Фельдштейн, 1963б; Мишин и Немцова, 1964; Пудовкин и Шумилов, 1967]. Согласно [Фельдштейн, 1963б], наблюдается суточная волна магнитной активности с максимумом в 16 UT и минимумом в 04 UT, что совпадает с вариацией угла наклона оси магнитного диполя к плоскости эклиптики. Амплитуда долготного эффекта в три раза меньше амплитуды суточных вариаций. В [Пудовкин и Шумилов, 1967] показано, что мировое время влияет на амплитуду магнитных возмущений, сам момент появления которых определяется местным временем. Кроме суточной волны с максимумом в 16 UT и минимумом в 04 UT, как и в [Фельдштейн,1963б], наблюдаются еще дополнительные достаточно четкие экстремумы.

Для полярных сияний сведения более разноречивые. В [Davis, 1961] показано, что вероятность появления сияний над Скандинавией ниже чем над Аляской. В [Старков, 1966] обнаружено влияние мирового времени, но оно сравнительно невелико и проявляется только в некоторой деформации кривых суточных вариаций, которые определяются местным временем. Согласно [Фельдштейн и Соломатина, 1961], долготный эффект активности сияний практически отсутствует.

В связи с этим в [Молчанова и др, 1973] был исследован долготный эффект вероятности появления полярных сияний по наблюдениям зональных станций во время МГГ. Всего были использованы данные 23 станций, расположенных на F¢ = 64-70°. Рассматривались только околополуночные часы. Вероятность появления определялась как отношение получасовых интервалов с сияниями к общему числу интервалов наблюдения при хороших погодных условиях. Полученные результаты приведены на рис.35. Временные вариации представляют собой довольно сложную кривую с явно выраженным минимумом в 04 UT и небольшим вторичным минимумом в 15 UT. В остальное время в пределах ошибки измерений уровень активности сияний меняется мало, максимальное значение вероятности появления наблюдается в районе 19-20 UT.

Сопоставление с данными [Свердлов и др., 1975] показало, что минимум в 04 UT связан с резким уходом инвариантной широты к полюсу, причем сдвиг доходит до 3° широты. Если инвариантная широта является изолинией активности сияний, то сдвиг к полюсу инвариантной широты, где наблюдается максимальная активность сияний, должен привести к понижению вероятности появления сияний на геомагнитной широте максимума. Небольшой вторичный минимум в 15 UT связан с уходом инвариантной широты к экватору. Такое смещение не должно привести к заметному уменьшению вероятности появления, так как сдвиг в данном случае приблизительно в два раза меньше [Свердлов и др., 1975] и, с другой стороны, при среднем уровне магнитной активности сияния располагаются на F¢=66-70° и сдвиг к экватору, в отличии от сдвига к полюсу, не должен существенно сказаться на вероятности их появления. Тем не менее, по времени вторичный минимум совпадает с максимальным сдвигом инвариантной широты к экватору.

Надо отметить, что в [Мишин и Немцова, 1964], где исследовался долготный эффект магнитной активности, получено, что минимум магнитной активности зимой наблюдается в 04 UT, а летом - в 16 UT, что хорошо совпадает с сезонным эффектом движения инвариантной широты [Свердлов и др., 1975]. Влиянием угла наклона оси земного диполя, которое учитывается инвариантной системой координат, можно также объяснить долготные вариации магнитной активности, полученные в [Фельдштейн, 1963; Пудовкин и Шумилов, 1967].

Непосредственная экспериментальная проверка применимости инвариантной системы для объяснения сезонных вариаций положения сияний была проведена в [Cвердлов и др., 1977а]. В качестве исходного материала использовались таблицы визуальных наблюдений полярных сияний в период МГГ [McInnes, 1964], когда работала густая наблюдательная сеть. Все данные были разбиты на 8 долготных интервалов, в которых отмечалось наличие или отсутствие сияний для каждого градуса геомагнитной широты. Для исследования были выбраны взаимопротивоположные сектора, центрированные на 06 и 18 UT, в которых сезонный эффект должен быть максимальным и противоположным по знаку. Внутри выбранных секторов определялось наиболее экваториальное положение сияний для данного часа и данного значения AE-индекса.

Наиболее пригодным для исследования был сектор 06 UT за счет большого различия между географическими и геомагнитными координатами, причем высоким геомагнитным широтам соответстуют низкие географические. Поэтому в этом секторе в полночь даже летом было достаточно темно для наблюдения сияний и появилась возможность исследовать поведение сияний для всех сезонов. Данные для этого сектора приведены на рис36а. На верхней панели приведены положения эквториальной границы сияний в зимние, равноденственные и летние месяцы в зависимости от уровня магнитной активности. Штриховыми линиями проведены аппроксимации положения границ для разных сезонов в геомагнитной системк координат. Отчетливо видно, что зимой сияния занимают наиболее северное положение и смещаются к югу при переходе к равноденствию и лету. На нижней панели приведены те же данные, пересчитанные в инвариантную систему. Разброс точек довольно велик, что связано с неоднородностью и большими ошибками визуальных наблюдений, в таблицах отмечены только случаи наличия сияний, а при их отсутствии не указаны погодные условия. Тем не менее видно, что все данные центрируются вокруг какой-то средней кривой независимо от сезона.

На рис.36б приведены данные противоположного сектора, центрированного на 18 UT (район Диксона и Челюскина). Здесь летние наблюдения были невозможны и приведены данные только для зимы и равноденствия. Как и на верхней панели рис.36а, наблюдается отчетливое различие положения сияний для разных сезонов, причем сезонный сдвиг сияний имеет обратный знак. Пересчет в инвариантную систему тоже приводит к исчезновению сезонного эффекта.

На рис.37 приведено положение аврорального овала для среднего уровня магнитной активности в 08 UT для трех сезонов [Свердлов и др., 1977б]. Надо отметить, что выбран момент мирового времени, когда сезонный эффект проявляется наиболее сильно, для других интервалов UT он меньше.

В заключение надо отметить, что существует зависимость положения сияний от угла наклона земного магнитного диполя. Она в среднем невелика, но при точных расчетах ее необходимо учитывать. Более подробные сведения об инвариантной системе координат приведены в [Свердлов, 1975, 1977]. Сезонный эффект не влияет на сопряженность (см. предыдущий раздел), так как зимой в северном полушарии на конкретной долготе инвариантная широта смещается в том же направлении, что и летом в южном.

8.ДВОЙНОЙ ОВАЛ

В последнее время появилась серия работ, в которых говорится, что в конце активной фазв суббури и во время фазы восстановления максимальная интенсивность свечения наблюдается вблизи приполюсной и экваториальной границ аврорального овала [Elphinstone et al., 1995a, 1995б]. Эта особенность распределения свечения была названа “двойным овалом”. В [Хорошева, 1961; Фельдштейн, 1963; Feldstein and Starkov, 1967; Bond and Thomas, 1971, и др.] исследовалась динамика границ аврорального овала, который понимался как относительно однородная полоса свечения. Авторы всех этих работ понимали, что это только первое приближение. Сам факт наличия магнитосферных суббурь, одним из наиболее ярких проявлений которых являются авроральные суббури, исследованию которых посвящаются специальные международные конференции, см., например, [Substorms 1, 1992; Third Inter. Conf. on Substorms, 1996], говорит о том, что внутренняя структура овала достаточно сложне.

По сути дела работы [Elphinstone et al., 1994, 1995a, 1995б] посвящены исследованию тонкой структуры свечения внутри аврорального овала. На основе комплексных наблюдений на борту спутника “Викинг” (авроральное свечение, продольные токи, пространственное распределение вторгающихся частиц) было показано, что на поздней стадии суббури на ночной стороне кроме основного авроральное свечение в середине овала наблюдается также отчетливый максимум в приполюсной части. Главный максимум в центральной и экваториальной части овала связан с высыпаниями из центрального плазменного слоя, а более высокоширотное повышение свечения - с граничным плазменным слоем. Если высокоширотная активизация свечения наблюдается тоже внутри аврорального овала, то в ночной овал проектируется как центральный, так и граничный плазменные слои. Пример наблюдения двойного овала приведен на рис.38 [Elphinstone et al., 1995a].

Однако наличие тонкой структуры овала было обнаружено более 20 лет назад в работах [Мишин и др., 1970; Mishin et al., 1970; Мишин и Попов, 1970, 1973]. К сожалению, эти исследования относительно мало известны в связи с тем, что авторы утверждали, что в высоких широтах существуют две квазикруговые зоны свечения и отрицали наличие аврорального овала, хотя это уже было подтверждено как наземными, так и спутниковыми наблюдениями, см. предыдущие разделы. Такое расхождение было связано с неточностями применяемой методики обработки [Старков и др., 1973], но наличие тонкой структуры области свечения в этих работах было показано достаточно уверенно.

На рис.39 приведено распределение вероятности появления полярных сияний по данным камер всего неба якутского сектора Арктики без учета вариаций магнитной активности [Мишин и др, 1970]. В ночные часы видны два основных максимума свечения на геомагнитных широтах 70° и 62.° Эти два максимума соответствуют положениям полюсной и экваториальной границам овала. В субавроральной зоне виден еще один небольшой максимум на F¢~57°, который, вероятно, связана с полосой диффузного свечения. В более поздней работе [Гусев, 1980] по данным спутника DMSP было подтверждено, что пространственно-временное распределение сияний на ночной стороне в меридиональном сечении имеет два максимума. Пример такого распределения приведен на рис.40 [Гусев, 1980], причем наиболее отчетливо такое раздвоение овала наблюдается в активную фазу суббури или в начале фазы восстановления. Бизональная структура распределения авроральных форм, что эквивалентно двойному овалу, была использована в [Feldstein, 1991] для схематического представления широтного распределения дискретных форм сияний на разных фазах авроральной суббури. В соответствии с [Elphinstone et al., 1994], структуры, соответствующие высыпаниям типа “перевернутого V”, совпадающие с дискретными формами сияний, наблюдаются рядом с границей изотропии протонов с энергией 40 кеВ, которая совпадает с экваториальной границей аврорального овала [Feldstein and Starkov, 1970; Deehr et al., 1976; Weiss et al., 1992].

Двойной овал есть одно из проявлений авроральной суббури. Стандартная схема ее развития заключается в том, что вспышка сияний в начале активной фазы возникает на экваториальной границе ночного овала, после чего яркая волна свечения быстро распространяется к полюсу. После прохождения волны остается довольно яркое диффузное свечение, но четкие дискретные формы, как правило, исчезают. Наблюдается распространяющаяся к полюсу яркая волна свечения и дискретные дуги на экваториальной стороне овала, который в своей центральной части заполнен диффузным свечением. Подобное распределение свечения существует и в начале фазы восстановления, после чего овал начинает сжиматься. Такая схема развития суббури и создает распределение, которое получило название двойного овала.

На рис.41 приведено распределение дискретных форм поперек аврорального овала на ночной стороне во время активной фазы суббури по данным аскафильмов зональных станций [Зверев и др., 1988]. Распределение имеет два четких максимума на границах овала, причем полюсный заметно выше, и глубокий минимум в середине, который говорит о том, что в этой области обычно наблюдаются обрывки дуг или короткоживущие дуги, которые погружены в диффузное свечение.

Исследование пространственного распределения активных сияний тоже показало наличие раздвоения в ночные часы. По аскаплотам 70 станций северного полушария для периода МГГ было построено распределение вероятности появления сияний с активностью в 3 балла по шкале аскаплот [Stoffregen, 1962] для разных уровней магнитной активности. Эта шкала учитывает яркость сияний, длительность их существования на небе и тип форм, согласно шкале активности, предложенной в [Akasofu, 1965].

На рис.42а приведено распределение активных сияний при спокойных условиях (Кр = 0 и 1). В качестве системы отсчета на рисунке штриховыми линиями показано положение аврорального овала, построенного по методике, предложенной в [Фельдштейн, 1963а], но по данным всех 70 станций. Полученный овал в пределах 1 -2° широты совпадает с овалом Фельдштейна. Наибольшая вероятность появления активных сияний в районе полуночи наблюдается в двух разнесенных зонах. Все распределение смещено на вечернюю сторону. Подобная картина наблюдается и при среднем уровне магнитной активности (Кр = 3), где раздвоение заметно в предполуночные часы, рис.42б. Для сильных возмущений (Кр > 5) вероятность появления активных сияний возрастает и тонкая структура с раздвоением не обнаруживается.