Планетарная динамика аврорального свечения (стр. 4 )

Таким образом, тонкая структура ночной полосы свечения (двойной овал), исследованная в [Elphinstone et al., 1994, 1995a, 1995б], была обнаружена еще по данным камер всего неба, полученным в период МГГ. Эта структура распределения свечения внутри овала есть проявление особенностей динамики сияний в процессе развития авроральной суббури.

9.ВЛИЯНИЕ Вz КОМПОНЕНТЫ ММП НА АВРОРАЛЬНОЕ СВЕЧЕНИЕ.

Выше было рассмотрено влияние на размеры и форму овалов различных геофизических процессов, из которых главную роль играют магнитные возмущения. Но первопричиной всех высокоширотных процессов является солнечный ветер. Это поток заряженных частиц, испускаемых Солнцем, который создает магнитосферу Земли, вызывает магнитные бури и полярные сияния [Parker, 1958; Паркер, 1965; Сергеев и Цыганенко, 1980; Коваленко, 1983].

Солнечная корона является видимым проявлением этих потоков. Так как Солнце обладает магнитным полем, то эти потоки, при условии “вмороженности”, выносят это поле в межпланетное пространство. Вмороженность магнитного поля определяется магнитным числом Рейнольдса, которое равно отношению времени диффузии силовой линии магнитного поля на какое-то расстояние к времени переноса этой линии на такое же расстояние за счет направленного движения. В солнечной короне магнитное число Рейнольдса равно ~10 и, конечно, магнитное поле будет вмороженным. Следовательно, вытекающая плазма будет увлекать магнитное поле Солнца, формируя межпланетное магнитное поле (ММП).

Детально форма ММП при стационарном расширении солнечной короны в предположении, что основания силовых линий прикреплены к вращающемуся Солнцу, была рассмотрена в [Parker, 1958; Паркер, 1965]. Силовые линии ММП будут иметь вид спирали Архимеда, как результирующей вращения их основания вместе с Солнцем и радиального увлечения плазмой за счет вмороженности. Два примера структуры межпланетного поля, из которых отчетливо видна спиральная структура, приведены на рис.43 [Коваленко, 1983]. Линейная скорость вращения Солнца как твердого тела равна ~430 км/с, отсюда, если скорость солнечного ветра такой же величины, а это соответствует средним экспериментальным данным, то силовые линии межпланетного магнитного поля вблизи орбиты Земли должны составлять с радиусом - вектором угол, равный ±45°, см. рис.43.

Основное влияние на интенсивность протекания геофизических возмущений играет вертикальная составляющая ММП. При Bz < 0 направление ММП в лобовой точке магнитосферы противоположно направлению земного магнитного поля. В результате происходит пересоединение магнитных полей, эрозия дневной магнитосферы и переброска части магнитных силовых линий в хвост. Это приводит к сжатию дневной магнитосферы и переносу в плазменный слой магнитного потока. Энергия, запасенная в хвосте магнитосферы, высвобождается во время активной фазы суббури, см. например [Substorms 1, 1992; Third Inter. Conf. on Substorms, 1996].

Изменение параметров солнечного ветра в первую очередь влияет на дневную магнитосферу и связанную с ней дневную часть аврорального овала. Тесная связь поведения дневных сияний с Bz-компонентой ММП была исследована в [Vorobjev et al., 1976; Horwitz and Akasofu, 1977]. Было показано, что уменьшение Bz сопровождается смещением экваториальной границы овала в более низкие широты. Детальное статистическое исследование связи положения границ овала в дневном секторе с величиной и направлением Bz-компоненты ММП было проведено в [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Использовались аскафильмы станций Челюскин (F¡=71.3°), Хейс (F¢=74.5°) и Мирный (F¢=-76.6°) и среднечасовые данные о межпланетном магнитном поле по [King,1977] с 1968 по 1974 гг. Среднечасовые значения положения полюсной и экваториальной границ овала сопоставлялись со среднечасовыми значениями Bz ММП. Результаты приведены на рис.44. Положение сияний исследовались в интервале 09-15 MLT для удобства сопоставления с данными [Burch, 1975], где использовался такой же временной интервал.

Положение сияний в северном и южном полушарии практически совпадают. Сравнение с данными [Burch, 1975], которые приведены на том же рисунке, показало, что дневные сияния располагаются на экваториальной стороне широкой области мягких высыпаний, причем в пределах ошибки определения границ полоса сияний смещается в более низкие широты при уменьшении Bz синхронно с экваториальной границей диффузных высыпаний. Этот результат был подтвержден в [Воробьев и Турянский., 1983; Воробьев и др., 1988], где по данным сканирующих фотометров и камеры всего неба было показано, что на дневной стороне наблюдается широкая полоса красного свечения, вызванная вторжением мягких электронов, в экваториальной части которой располагаются дискретные формы овала с пеобладанием свечения эмиссии l 557.7 нм.

В вечерние и предполуденные часы по данным северного полушария полоса свечения тоже смещается к экватору при уменьшении Bz, причем при бльших отрицательных Bz наблюдается некоторое расширение овала [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Все границы достаточно хорошо аппроксимируются квадратичным полиномом от Bz, причем коэффициент при Bz всегда отрицательный, то есть при больших положительных Bz должен наблюдаться сдвиг овала к экватору с ростом Bz, правда, этот сдвиг начинается только при Bz > 20 нТл.

Ситуация при Bz > 0 соответствует спокойным магнитным условиям, но и здесь не все ясно. Согласно [Akasofu et al., 1973], суббури могут возникать и при Bz > 0 , различие от ситуации с Bz < 0 наблюдается только количественное. Суббури при положительных значениях Bz кратковременны и протекают внутри сжатого овала.

В связи с этим было исследовано изменение границ овала в ночном секторе при Вz > 0 [Зверев и др., 1977]. Положение границ овала определялось по аскафильмам станций Мирный (F¢=-76.6°), Челюскин (F¢=71.3°) и Диксон (F¢=68.0°) за годы. Данные о ММП получены по наблюдениям спутников “Эксплорер-28” и “Эксплорер-33” в солнечно-магнитосферной системе координат. Значения ММП по спутнику “Эксплорер-28” осреднялись за 5.5 минут, а по “Эксплорер-33” - за 10 минут.

При северной ориентации ММП полярные сияния представляют собой относительно слабые короткоживущие дуги или полосы. Одновременно наблюдается фоновое свечение, занимающее ограниченный интервал широт. Лучистые формы обычно малоподвижны. Не наблюдается явно выраженное преимущественное направление движение дискретных форм сияний. Существует общее смещение полосы свечения к экватору при приближении к полуночи, связанное с суточным дрейфом овала [Зверев и др., 1977].

Положение овала сияний при Bz > 0 в вечерние, ночные и утренние часы приведено на рис.45 (заштрихованная область). Положение границ области свечения в 14-17 MLT получено по аскафильмам станции Мирный. Для интервала 17-21 MLT использовались материалы всех трех станций, а для остальных часов по данным Челюскина и Диксона. При определении среднего положения границ для каждого часа местного геомагнитного времени вводился весовой множитель, равный вероятности появления сияний на данной станции в данный момент MLT. Этот множитель учитывал достоверность определения границ по данным конкретной станции и существенно менялся с местным временем. Так для Мирного вероятность появления сияний овала меняется от 0.9 в 15 MLT до 0.2 в 21 MLT, что обусловлено смещением полосы свечения к экватору. После 21 MLT сияния в Мирном при Bz > 0 практически отсутствуют. Для Челюскина и Диксона наблюдается обратная закономерность, то есть вероятность появления растет по мере приближения к местной полуночи, а после 22

MLT сияния на этих станциях наблюдаются постоянно. В интервале 21-06 MLT полюсная граница овала определялась, в основном, по данным Челюскина, а экваториальная - по аскафильмам Диксона. Таким образом, введение весового множителя при определении границ увеличивает вес данных той станции, которая располагается ближе к овалу сияний.

Для сравнения на рис.45 нанесены полюсная и экваториальная границы овала для Q-индексов 0 и 1, согласно [Feldstein and Starkov, 1967]. Полоса сияний при положительных значениях Вz в пределах точности совпадает со среднестатистическим овалом при Q = 0. Ширина полосы свечения не превышает 2° широты. Не наблюдается расширения в утренние часы, как это имеет место при спокойных или слабо-возбужденных магнитных условиях. Уже при Q = 1 овал сияний существенно шире, чем полоса свечения при Вz > 0 и смещен к экватору относительно этой полосы.

Таким образом, при Bz > 0 положение овала сияний соответствует спокойным условиям ( Q = 0 или [AL] < 10 нТл). Однако более детальное исследование показало, что при Bz > 0 наблюдается некоторая зависимость положения овала сияний от величины Bz.

На рис.46 приведены три конкретных случая динамики полярных сияний по данным станции Мирный при положительных значениях Bz ММП. 4 июля 1965 г. при небольших положительных значениях Bz короткоживущие однородные формы полярных сияний располагаются на F¢=77-78° (рис.46а). 31 июля 1965 г. значение Bz-компоненты достигает 4 нТл и сияния наблюдаются экваториальнее и занимают полосу шириной 2° на F¢~76-78° (рис.46б). В этот день положительное значение Bz наблюдалось довольно длительное время. 21 июля 1966 г. величина Bz доходит до +7 нТл и сияния сместились к экватору до F¢~74-76°, то есть наблюдается тенденция сдвига сияний к экватору при увеличении Bz. Как видно из рисунка, все сияния при положительных значениях Вz малоподвижны.

Из приведенных примеров следует, что наблюдается некоторый сдвиг области свечения к экватору при увеличении положительных значений Bz. Заметный рост магнитной активности с увеличением положительных Bz выявляется при статистическом сопоставлении Bz с индексами магнитной активности. Общий массив данных составлял около 9000 точек. На рис.47 приведена зависимость Кр-индекса и Dst от Bz по данным спутника IMP-8 за 1986 год. Данные по солнечному ветру взяты из NSSDC CD-ROM. Проводилось осреднение значений Кр и Dst для разных значений Bz. Число точек при осреднении сильно различалось, основная масса данных оказывалась в интервале +1 <Bz < -2 нТл, куда иногда попадало больше половины точек. Поэтому вывод закономерности из всего массива данных зачастую приводил к тому, что характер зависимости в интервале значений +1 < Bz < -2 нТл распространяется на весь массив. Примененная методика давала одинаковый вес всем интервалам, но при этом осреднение проводилось только тогда, когда число точек n было больше 100 и относительная ошибка не превышала 50%. Чтобы выполнить условие n > 100 иногда приходилось расширять интервал значений Bz. Из рис.47 видно, что решающую роль на магнитную активность играет рост [Bz] при Bz < 0. Однако увеличение [Bz] при положительных значениях тоже приводит к заметному повышению магнитной активности, хотя и не к такому резкому, как при Bz < 0.

Согласно многочисленным исследованиям [Фельдштейн и др., 1972; McPherron et al., 1973; Rostoker and Falthammer, 1976; Rostoker et al, 1980], суббуря начинается после поворота Bz к югу. Это приводит к смещению сияний на ночной стороне к экватору при относительно спокойных магнитных условиях [Старков и Фельдштейн, 1971]. Через определенный промежуток времени (длительность предварительной фазы) сияния достигают наиболее экваториального положения, после чего наблюдается резкое повышения яркости сияний с быстрым распространением волны свечения к полюсу (активная фаза суббури).

Пример сопоставления вариаций Bz и положения сияний во время авроральной суббури 24 ноября 1965 г. по данным ст. Диксон приведены на рис.48. Вариации Bz получены по данным спутника “Эксплорер-28”, координаты которого в 12 UT были Xe=24.9 Re и Ye=-25.9 Re. С 12.00 до 15.30 UT вертикальная составляющая ММП достигала больших положительных значений с резкими бросками к нулю. Магнитное поле на Земле было спокойным. В связи с вращением Земли под овалом полярные сияния в виде слабой полосы диффузного свечения медленно смещалась к экватору. Смена знака Bz произошла приблизительно в 17.30 UT. Сразу после этого момента появились дискретные формы сияний одновременно наблюдается относительно быстрое смещение дискретных форм к экватору, соответствующее предварительной фазе суббури. Активная фаза суббури начинается в 18.45 UT резким броском сияний к полюсу с F¢~66.5° при величине Bz ~2 нТл. Кроме броска сияний к полюсу активная фаза сопровождается расширением области свечения как к полюсу, так и к экватору за пределы видимости камеры всего неба [Зверев и др., 1981].

По аскафильмам станций Диксон, Челюскин и Мирный были исследованы 24 суббури и показано, что широта, с которой начинается бросок сияний к полюсу, зависит от величины Bz в тот же момент времени. Сияния в конце предварительной фазы располагаются тем экваториальнее, чем больше величина отрицательной Bz-компоненты.

Положение сияний перед их броском к полюсу должно определяться ситуацией в ММП во время предварительной фазы, когда происходит накопление энергии, которая потом выделяется в полярную ионосферу во время активной фазы. В связи с этим в [Зверев и др., 1981; Zverev et al., 1979] было исследовано влияние величины Bz ММП как на широту, с которой начинается бросок сияний к полюсу, так и на предельную широту, до которой доходят сияния в максимуме активной фазы, то есть в данном исследовании изучены вариации положения экваториальной и предельной полюсной границ аврорального овала в зависимости от величины Bz. Исследовалась связь положения дуги полярного сияния в момент То (начало броска сияний к полюсу) от минимальных значений вертикальной компоненты Вz в промежуток времени после перехода Bz от положительных значений к отрицательным, но не более, чем в двухчасовом интервале до начала активной фазы. Эта зависимость показана на рис.49 (нижняя кривая), вертикальными линиями дана средняя квадратичная ошибка. Чем больше величина отрицательной Bz во время предварительной фазы, тем на более низкие широты смещаются дискретные формы сияний.

Величина Bz влияет и на предльную широту, которую достигают полуночные сияния в максмуме активной фазы, см. рис.49, верхняя кривая. Для слабых и средних суббурь она определялась по аскафильмам ст. Диксон и Челюскин, для интенсивных - по аскафильмам ст. Мирный. При -2 нТл £ Bz £ 1 нТл движение сияний к полюсу в начале активной фазы происходит с F~ 69-70° и полярные сияния в максимуме суббури доходят до F¢~73-74°. С ростом отрицательных значений Bz происходит уменьшение F при одновременном резком увеличении предельной широты. Надо отметить, что приведенные на рис.49 данные отражают в первую очередь величину броска сияний к полюсу в зависимости от Bz, а не действительную ширину овала сияний в максимуме суббури, так как здесь не учтено движение экваториальной границы овала в более низкие широты в процессе развития активной фазы.

Кроме ММП на положение сияний оказывает влияние и скорость солнечного ветра, которое подобно влиянию Bz. Увеличение скорости солнечного ветра (V), как и рост [Bz], приводит к росту магнитной активности [Garrett et al., 1974; Дмитриева и др., 1979; Пудовкин и др., 1980; Murayama et al., 1980], и, следовательно, должно сказываться на положении и размерах зоны свечения. Однако, сходство влияния Bz и V создает определенные трудности, так как необходимо разделить влияние этих двух параметров солнечного ветра. В [Воробьев и Зверев, 1982] с этой целью были использованы данные спутника DMSP по свечению, которые сопоставлялись с Bz и V. Вначале была определена зависимость положения экваториальной границы от величины Bz и потом для разных величин скорости солнечного ветра определялось отклонение широты от того значения, которое она должна была бы принять при данном Bz. Было получено, что при малых и средних скоростях солнечного ветра (300-500 м/c) сияния располагаются на 1 - 2° выше, чем они должны были бы находиться при данном Bz. При V ³ 600 м/с сияния наблюдаются уже в более низких широтах, причем эта разность при V= 800 м/с достигает 4° широты.

Как было показано выше [Зверев и др., 1977], ситуация при Bz > 0 cоответствует спокойным условиям, для которых положение овала сияний известно и мало меняется. Поэтому в [Воробьев и Зверев] была исследована зависимость положения полосы свечения в ночные часы от скорости солнечного ветра при Bz > 0, см. рис.50. При малых скоростях солнечного ветра овал в ночные часы узкий и его ширина соответствует данным [Feldstein and Starkov, 1967] для спокойных условий. Однако с увеличением скорости ширина его начинает увеличиваться достигая при V=700 м/с шести градусов широты. Это расширение идет за счет смещения на более низкие широты экваториальной границы, в то время как полюсный край полосы свечения в пределах ошибки измерения остается на той же широте.

10.ВЛИЯНИЕ СЕКТОРНОЙ СТРУКТУРЫ И Вy КОМПОНЕНТЫ ММП

НА АВРОРАЛЬНОЕ СВЕЧЕНИЕ

Как было показано в предыдущем разделе, основным фактором, влияющем на геофизические возмущения являются вариации Bz ММП. Однако на геофизические процессы могут влиять и другие составляющие солнечного ветра. В [Ness and Wilcox, 1964] было показано наличие 27-дневной периодичности ориентации вектора ММП, которая хорошо коррелирует со средним направлением фотосферных магнитных полей. Это является доказательством того, что Солнце является источником ММП. Было также обнаружено, что вблизи Земли ММП обычно бывает направленно к Солнцу или от Солнца, что получило название секторной структуры. Согласно [Svalgaard, 1968; Мансуров, 1969], одновременно в приполюсной области Земли возникают специфические токовые системы, состоящие из зональных токов, текущих на дневной стороне, направление которых определяется направлением ММП в плоскости эклиптики. Секторная структура заключается в том, что в течение одного оборота Солнца направление ММП периодически меняется, Обычно наблюдается 4 сектора, но может наблюдаться и двухсекторная структура.

Секторная структура хорошо видна на картах межпланетного магнитного поля, приведенных на рис.43. Во время 1845 бартельсовского оборота наблюдались 4 сектора, а во время 1849 оборота существовала двухсекторная структура с некоторым нарушением в районе 270 дня. Общая конфигурация магнитного поля соответствует спирали Архимеда.

Появление секторной структуры можно объяснить наличием крупномасштабного квазидипольного магнитного поля Солнца, ось которого наклонена относительно оси вращения [Smith et al., 1978]. Тогда в промежуток времени, когда при вращении Солнца ось диполя наклонена к Земле, в экваториальной плоскости плазма солнечного ветра увлекает составляющую магнитного поля Солнца, направленную к Земле (положительный сектор) и это поле меняет знак в период вращения, когда ось солнечного магнитного диполя наклонена от Земли (отрицательный сектор). Составляющая Ву ММП возникает в солнечном ветре за счет вращения самого Солнца (спираль Архимеда). Такая модель хорошо объясняет двухсекторную структуру. Для более сложных ситуаций необходимо привлекать мультипольные составляющие общего магнитного поля Солнца. Такая секторная структура хорошо проявляется при статистических исследованиях, но в конкретные интервалы времени часто наблюдаются значительные отклонения, которые видны и на рис.9.1. Это связано с тем, что, в отличии от земного, крупномасштабное магнитное поле Солнца подвержено значительным колебаниям, вплоть до изменения знака.

Влияние секторной структуры на вероятность появления полярных сияний было исследовано в [Старков и др., 1973]. Знак сектора определялся по [Wilcox, 1969; Мансуров и др., 1976]. Исследовался широтный ход вероятности появления сияний на полуденно-полуночном меридиане для трех ситуаций: положительный сектор (вектор ММП направлен от Солнца), отрицательный сектор (вектор ММП к Солнцу) и переходный период, соответствующий смене знака. Для положительного и отрицательного секторов учитывались только те дни, когда ориентация вектора ММП в экваториальной плоскости сохранялась не менее 4 дней подряд, причем их рассмотрения исключались два дня, предшествующий и следующий за изменением направления поля. Эти дни относились к ситуации смены знака.

Вероятность появления сияний определялась по аскаплотам как число получасовых интервалов с сияниями в зените к общему числу интервалов наблюдений при чистом небе. Использовались аскаплоты 28 станций северного и южного полушарий за период МГСС. Обрабатывались 4-часовые интервалы наблюдений, центрированные на местные полночь и полдень. Кривые для всех секторов в полуночные часы имеют максимум на F¢~70° и мало отличаются по амплитуде. Заметное различие наблюдается только в районе экваториальной границы овала, где наибольшая вероятность появления соответствует интервалу смены знака и вероятность появления во время отрицательного сектора выше, чем во время положительного.

В полуденном секторе информация имелась только для F¢~75°, что в период минимума солнечного цикла в среднем соответствует области субавроральных широт. В полуденные часы вероятность появления существенно выше в переходные периоды, а при устойчивой ориентации сияния появляются одинакова редко при обоих направлениях ММП.

Для выявления особенностей влияния секторной структуры на полярные сияния было рассмотрено изменение вероятности их появления внутри различных секторов для разных широтных интервалов. Учитывались только те периоды, когда одинаковая ориентация межпланетного магнитного поля сохранялась не менее 6 дней. Вся продолжительность определенной секторной структуры принималась за единицу и разбивалась на шесть равных интервалов (секторы длительностью больше 20 дней не рассматривались).

На рис.50 а приведены вероятности появления сияний внутри секторов в околополуночные часы для станций северного полушария, расположенных в интервале F¢=62-67°. Кривая получена осреднением данных девяти станций. Отчетливо выявяется вариация появления сияний внутри сектора. В районе изменения знака ММП сияния появляются наиболее часто. Затем вероятность их появления монотонно уменьшается, достигая минимальных значений внутри сектора. Общий характер изменения вероятности появления сияний практически не зависит от знака сектора. Некоторое различие заключается только в том, что в переходный период вероятность появления сияний выше для положительного сектора.

Для высоких широт (F¢~67-77°) характер изменения вероятности появления более однородный. Средняя вероятность появления сияний в два раза выше, наблюдается тенденция некоторого повышения активности сияний при смене знаков секторов, четкий минимум вероятности появления в середине сектора виден только для направления от Солнца. Надо отметить, что из-за ограниченного числа станций эти данные статистически менее обоснованы.

Наиболее явно эффект секторной структуры проявляется в околополуденные часы. В связи с тем, что внутри секторов не обнаружено существенное различие в вариациях частоты появления сияний в северном и южном полушариях для увеличения статистической обоснованности осреднялись данные обоих полушарий. Полученные результаты приведены на рис.50б. В районе смены знака ММП вероятность появления сияний резко увеличивается, превышая среднее значение в середине сектора в 5-6 раз. Характер кривых для обеих ориентаций можно считать одинаковым. Низкая вероятность появления сияний обусловлена тем, что использовались данные станций, расположенных в годы минимума солнечной активности экваториальнее овала сияний. Так же как и для полуночных часов, в рацоне смены знака вероятность появления сияний выше для положительного сектора ММП.

Максимальная вероятность появления сияний в период смены знака, вероятно, связано с тем, что в этот период средняя ориентация оси магнитного диполя располагается в плоскости перпендикулярной к направлению Солнце-Земля и горизонтальная составляющая в этом направлении колеблется вокруг нуля. В этой ситуации особую роль приобретают вариации Bz-составляющая ММП, которая вообще оказывает основное влияние на геофизическую активность.

В [Зверев и Старков, 1982] было изучено изменение положения границ овала в разных секторах ММП и при разном уровне магнитной активности. Использовался тот же набор аскафильмов за период МГГ и та же методика обработки, что и в [Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968]. Весь массив данных был разбит на два в зависимости от знака секторной структуры, значение которого бралось из [Мансуров и др., 1976]. Так как с помощью AL-индекса фиксировалась планетарная магнитная активность, которая тесно связана с Bz ММП, то влияние By исследовалось для разных, но фиксированных значений Bz. Как и в [Старков и Фельдштейн, 1968], изменения границ аврорального овала определялись для 6 четырехчасовых интервалов.

На рис.51 приведены положения авроральных овалов во время разной секторной структуры для трех уровней магнитной активности. При слабой магнитной активности (Q £ 2 ) овалы практически совпадают. Только на полуденном участке ширина полосы свечения для положительного сектора несколько уже и она располагается вблизи экваториальной границы овала, соответствующего отрицательному сектору.

С увеличением магнитной активности начинается заметное расширение аврорального овала на дневной стороне. В 10-14 MLT область свечения сдвигается к экватору с одновременным расширением, причем дневная часть овала полярных сияний для положительного сектора с увеличением магнитной активности постепенно перемещается от экваториальной к приполюсной области свечения для отрицательного сектора, оставаясь все время внутри нее. Значительное относительное расширение области свечения для отрицательного сектора наблюдается также в предполуденные и послеполуденные часы. В 06-10 MLT ширина полосы свечения при AL =6 для отрицательного сектора ММП приблизительно в два раза шире, чем для положительного.

На ночной стороне размеры и положение овалов для обоих секторов практически совпадают. При AL =6 в полночь наблюдается некоторый сдвиг к экватору для отрицательного сектора примерно на 1° широты, что находится в пределах средней квадратичной ошибки. Правда, этот результат совпадает с данными, приведенными в [Оль, 1978], где показано, что при смене знака с положительного на отрицательный происходит изменение широты токовой струи на ° в сторону экватора.

Заметное влияние секторной структуры проявляется только на дневной стороне. Поэтому на рис.52 более детально приведено изменение положения границ овала в полуденные часы в зависимости от магнитной активности для секторных структур разных знаков [Зверев и Старков, 1982]. При направлении ММП к Солнцу ширина полосы свечения значительно больше. С увеличением магнитной активности для обоих секторов наблюдается увеличение ширины полосы свечения. Однако имеются и существенные отличия. Для положительного сектора полюсная граница полосы свечения практически остается на месте и рост ширины полосы происходит только за счет сдвига в более низкие широты экваториальной границы. При отрицательном секторе вся полоса свечения смещается к экватору, но полюсная граница сдвигается медленнее. Для любого уровня магнитной активности, как и на рис.51, в отрицательном секторе ширина дневного участка больше.

Смена знака секторной структуры приводит к изменению знака как Ву, так и Вх ММП и не ясно, какая составляющая играет главную роль. Исследование токовых структур в высоких широтах показало, что они зависят от Ву-компоненты и, вероятно, она оказывает основное влияние на динамику полярных сияний. При Ву > 0 ток в северном полушарии на дневной стороне течет на восток, а при Ву < 0 - на запад [Фельдштейн и др., 1975; Сумарук и Фельдштейн, 1975]. В южном полушарии направление зональных токов обратное. Конвекция в магнитосфере, контролируемая Ву-компонентой, приводит к искажению симметричной двухвихревой системы конвекции плазмы в высоких широтах [Heppner, 1972]. Измерения электрического поля в авроральной зоне северного полушария показали, что оно больше в утренние часы при Ву > 0 и в вечерние часы - при Ву < 0 [Mozer and Lucht, 1974]. Эффект влияния направления Ву на процессы, развивающиеся в северном и южном полушарии, оказываются противоположными. Теоретическое распределение эквивалентных токовых систем были рассчитаны в [Leontyev and Lyatsky, 1874] в предположении проникновения электрического поля солнечного ветра, связанного с Y-компонентой ММП, в магнитосферу и хорошо согласуется с экспериментальными результатами.

Секторная структура наиболее сильно проявляется на дневной стороне. Поэтому было проведено исследование вариаций положения полосы свечения в этом временном секторе в зависимости от величины и знака Ву ММП [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Основное влияние на положение сияний играет отрицательная компонента Ву. При Ву > 0 вариации положения полосы свечения существенно меньше. Поэтому, чтобы уменьшить влияние Bz отбирались только случаи при Bz > 0. Величины Bz и By взяты из [King, 1977]. Высоты сияний, согласно [Старков, 1968], принимались равными 150 км. Использовались аскафильмы ст. Хейса (F¢=74.9 ) для северного полушария и ст. Мирный (F¢=76.6°) для южного. В связи с тем, что высокоширотная станция Мирный имеет низкую географическую широту и полуденные наблюдения там невозможны из-за солнечной засветки рассматривалась динамика сияний в послеполуденном секторе (13-18 MLT). Исследовался достаточно большой временной интервал, в течение которого положение полосы свечения существенно изменяется в зависимости от местного времени. Поэтому, чтобы исключить эффект смещения сияний за счет вращения Земли, положение границ полярных сияний отсчитывалось от центра среднестатистического овала при Q=4 [Старков и Фельдштейн, 1968] в данный конкретный момент местного времени.

Полученные результаты отдельно для северного и южного полушарий приведены на рис.54 жирными сплошными линиями [Воробьев и Зверев, 19??]. Так как исследовалось положение сияний при Bz > 0, что соответствует низкому уровню магнитной активности, а отсчет проводился от середины полосы свечения при Q=4, то DF¢ > 0. Уменьшение Ву-компоненты сопровождается смещением сияний в более низкие широты. Наиболее cильно это проявляется для экваториальной границы. Характер изменения положения полосы свечения в северном и южном полушариях одинаков. Некоторое различие величины DF¢ при одинаковых Ву, вероятно, связано с разными углами наклона оси магнитного диполя относительно оси вращения в северном и южном полушариях в зимний период. Зависимости, полученные в [Воробьев и Зверев, 1979,1981], были аппроксимированы квадратичными полиномами и определен коэффициент корреляции между положением границы и величиной Ву. Для экваториальной границы он был равен ~0.6, а для полюсной - ~0.4. В уравнениях регрессии коэффициенты при квадратичных членах были малы. Характер зависимости в координатах F¢= j (Ву), то есть без учета суточного сдвига овала сияний, получился таким же как и на рис.54, но с меньшим коэффициентом корреляции.

Было также рассмотрено влияние величины положительных Bz на положение дневных сияний [Воробьев и Зверев, 1979]. Оказалось, что здесь тоже наблюдается заметная связь, коэффициент корреляции ~ 0.55, причем увеличение Bz приводит к смещению сияний к полюсу, что эквивалентно уменьшению возмущенности, то есть наблюдается обратный эффект по сравнению с ночной стороной, где рост положительной Bz приводит к увеличению уровня возмущенности, см. предыдущий раздел. В использованных массивах корреляция между Bz и By-компонентами слабая (коэффициент корреляции не превышает 0.15), следовательно, эти компоненты можно рассматривать как независимые переменные. Малая величина коэффициентов при квадратичных членах в аппроксимационных выражения для экваториальной границы позволяет в первом приближении ими пренебречь и применить для этой границы метод множественной линейной корреляции. Уравнения регрессии, связывающее положение экваториальной границы дневных сияний с величинами Bz и By при Bz > 0 имеют вид:

DF¢ = 0.6° + 0.25 Bz + 0.14 By; r = 0.83

для северного полушария и

DF¢ = 0.5° + 0.15 Bz + 0.13 By; r = 0.76

для южного, где r - коэффициент множественной корреляции. Тонкими сплошными линиями на рис.10.4 показано положение экваториальной границы при разных Ву и постоянных значениях Bz, которые для данных массивов были равны 2.1 нТ и 2.4 нТ соответственно для северного и южного полушарий.

Таким образом, влияние секторной структуры и Ву-компоненты ММП на полярные сияния проявляется в следующем:

1.   Максимальная активность сияний наблюдается в период смены полярности, причем наиболее сильно это проявляется в дневные часы.

2.   Размеры овала при одинаковом уровне магнитной активности на ночной стороне не зависят от знака сектора. На дневной стороне ширина овала несколько больше для отрицательного сектора.

3.   Полоса свечения на дневной стороне смещается к экватору при уменьшении Ву ММП.

11. ВАРИАЦИИ ПОЛОЖЕНИЯ ГРАНИЦ АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ И

ПЛАЗМЕННЫХ ВТОРЖЕНИЙ В НОЧНОМ СЕКТОРЕ

Экспериментальные данные, полученные в области высоких широт на космических аппаратах и с помощью наземных наблюдений за авроральным свечением и вариациями геомагнитного поля, дают информацию о положении границ областей плазменных вторжений с различными структурными и физическими характеристиками. Эти данные отражают структуру, динамику и физические процессы в магнитосфере Земли до геоцентрических расстояний в десятки земных радиусов. По результатам наблюдений характеристик высыпающихся электронов со спутников и их отдельных сопоставлений с одновременными наземными данными опубликовано много исследований об особенностях авроральных высыпаний и структуре магнитосферы в различных секторах местного времени. Однако, результаты исследований достаточно противоречивы. Например, в [Feldstein and Galperin, 1985; Фельдштейн и Гальперин, 1996] овал дискретных форм полярных сияний в околополуночном секторе проектируется в область центрального плазменного слоя (СРS). С другой стороны, согласно [Winningham et al., 1975 ], вторжения из центрального плазменного слоя носят диффузный характер, а из граничного плазменного слоя (ВРS) - дискретный и, следовательно, авроральный овал проектируется на граничный плазменный слой, а экваториальное диффузное свечение связано с CPS. Подобная точка зрения была высказана и в [Lyons, 1992]. Примеры проектирования аврорального овала в разные магнитосферные образования можно существенно расширить.

По наблюдениям характеристик высыпающихся частиц на спутниках и аврорального свечения с поверхности Земли удалось существенно усовершенствовать схему вторжения плазмы авроральных энергий в верхнюю атмосферу, предложенную в середине семидесятых годов для полуночного сектора в работе [Winningham et al., 1975]. В результате анализа многочисленных наблюдений на низковысотных спутниках в работах [Фельдштейн и Гальперин, 1966; Newell et al., 1996] была предложена новая классификация областей авроральных вторжений, основанная на особенностях структуры и физических параметрах высыпающихся корпускулярных потоков. При этом классификация плазменных областей, предложенная для полуночного сектора, была распространена на весь интервал ночных часов от 18 до 06 MLT.