Планетарная динамика аврорального свечения (стр. 1 )

ПЛАНЕТАРНАЯ ДИНАМИКА АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ

ВВЕДЕНИЕ

Полярные сияния являются видимым проявлением динамики и энергетики вторгающихся энергичных заряженных частиц и четко оконтуривают границы возмущенной области. Планетарное распределение сияний есть отображение структуры околоземного космического пространства и крупномасштабных вариаций магнитосферных электрических полей. Области свечения, получившие название “авроральных овалов”, имеют вид светящихся, несколько деформированных и смещенных на ночную сторону колец, висящих над полярными шапками обоих полушарий. Эти кольца меняют свои размеры в зависимости от геофизической возмущенности, существенно расширяясь при ее увеличении. Активность всех возмущений в полярной ионосфере максимальна в области свечения и дышит синхронно с изменениями овала.

В связи с этим, планетарная морфология сияний представляет большой научный интерес и настоящий обзор посвящен исследованиям динамики аврорального овала и окружающего его диффузного свечения, а также связи овала с другими геофизическим явлениями.

1. ПЛАНЕТАРНАЯ МОРФОЛОГИЯ СИЯНИЙ

Полярными сияниями называют свечение верхней атмосферы высоких широт, вызываемое вторжением энергичных заряженных частиц. При сильных геомагнитных бурях полярные сияния могут наблюдаться даже в средних широтах. Упоминания о сияниях встречается уже в сочинениях античных философов и ученых, таких как Аристотель, Плиний, Сенека и другие. Русский ученый Ломоносов был первый, который еще в позапрошлом веке высказал правильную гипотезу о том, что полярные сияния являются результатом действия электромагнитных полей (“электрических сил”), которые появляются в верхней атмосфере [Ломоносов, 1952].

Для того, чтобы понять природу полярных сияний необходимо знать их пространственное рпспределение. Они наблюдаются, как правило, в высоких широтах, однако первые же исследования показали, что вероятность появления сияний увеличивается с ростом широты только до какого-то предела. Потом наблюдается спад и в районе полюсов они появляются реже, чем в более низких широтах. На это в прошлом веке обратил обратил внимание Лумис [Loomis, 1860]. Первые карты “изохазм” - изолиний одинаковой частоты появления сияний - были построены Фритцем [Fritz, 1881]. Область максимальной вероятности появления сияний образует несколько деформированное кольцо на широте ~67° с центром в геомагнитном полюсе. Эта кольцевая зона максимальной вероятности появления сияний получила название “зоны Фритца”. Интересно отметить, что термин “изохазма” для описания пространственного распределения полярных сияний впервые использовал Аристотель. Результаты Фритца в дальнейшем были уточнены Вестиным по наблюдениям во время первого ( гг) и второго ( гг) Международных полярных годов [Vestine, 1944].

Данные по южному полушарию были более ограничены. Первые попытки были предприняты Боллером [Boller, 1898] и Уайтом и Геддесом [White and Geddes, 1939], однако имеющийся экспериментальный материал не позволил им замкнуть зону в области долгот 30-75° Е. Это было сделано Вестиным и Снайдером [Vestine and Snyder, 1945] по материалам второго Международного полярного года. Как и для северного полушария максимальная изохазма представляет собой кольцо с центром в геомагнитном полюсе.

Все эти исследования относились к наблюдениям сияний в течение всей ночи независимо от местного времени. Первым, кто указал на необходимость учитывать эффект местного времени был Никольский [Никольский, 1956, 1961]. На основании изучения пространственного распределения магнитных возмущений он пришел к заключению, что в высоких широтах в утренние и дневные часы должна существовать вторая зона сияний на F¢~ 75-80°. Это предположение было подтверждено Лассеном [Lassen, 1959], который обнаружил, что на ст. Годхавн (F¢~77°) максимум вероятности появления сияний наблюдается в утренние часы. В дневные часы из-за засветки Солнцем наблюдения сияний на этой станции отсутствовали.

Принципиальные изменения в представлениях о пространственно-временном распределении полярных сияний произошли после Международного геофизического года. Решающую роль здесь сыграло создание в полярных районах обоих полушарий густой сети камер всего неба.

Результаты обработки этих данных показали, что представление об областях максимальной вероятности появления полярных сияний в виде круга или овала с центром в геомагнитном полюсе можно рассматривать только как первое приближение. Оказалось, что, как на это ранее указывал Никольский, положение области свечения зависит от местного времени.

По аскафильмам советских станций Хорошевой было показано, что дуги сияний могут тянуться на несколько тысяч километров, причем их широта зависит от местного времени. В полуночные часы полярные сияния располагаются на относительно низких широтах, а в утренние и вечерние часы поднимаются, достигая наиболее высоких широт в полдень [Хорошева, 1961, 1963]. Полярные сияния образуют светящееся кольцо, сдвинутое на ночную сторону, которое висит над полярной шапкой. Во время геомагнитных возмущений все кольцо вспыхивает одновременно, хотя яркость вспышки не одинакова на разных его участках [Хорошева, 1967]. Положение этого кольца над полярной шапкой северного полушария для двух моментов мирового времени приведено на рис.1. При своем суточном вращении это кольцо своим полуночным участком создает зону Фритца, а полуденным - внутреннюю зону сияний.

Независимо Фельдштейном было показано, что кривая максимумов появления сияний на разных ширтах представляет собой овал, смещенный по линии “Солнце - Земля” на ночную сторону [Фельдштейн, 1960]. Детальный анализ распределения сияний по данным 24 станций северного полушария позволил Фельдштейну получить полную картину пространственно - временного распределения сияний. На рис.2 приведена овальная зона, где вероятность появления сияний выше 75% [Фельдштейн, 1963а; Feldstein, 1966]. Широта овала минимальна в ночные часы и максимальна в полуденные. Модель овала хорошо совпадает с результатами Хорошевой.

Таким образом, работами Фельдштейна и Хорошевой было показано, что планетарное распределение полярных сияний представляет собой асимметричный овал, смещенный относительно геомагнитного полюса на ночную сторону. Этот овал является как местом существования одновременно наблюдаемых, физически связанных между собой форм сияний (Хорошева), так и областями наибольшей вероятности их появления (Фельдштейн). Модель овального распределения была подтверждена по наземным наблюденим во время Международного года спокойного Солнца [Stringer and Belon, 1967; Lassen, 1969], а в дальнейшем и с помощью спутников. Пример изображения аврорального овала в ультрафиолете, полученное спутником DE-1 17 октября и 21 ноября 1981 года [Reiff et al., 1993], приведен на рис.3.

Модель аврорального овала хорошо объясняет особенности суточных ходов вероятности появления сияний на разных широтах, которые приведены на рис.4. В полярной шапке (рис.4а) вероятность появления сияний сравнительно низка и не наблюдается явно выраженного суточного хода. На F¢~76° (рис.4б) наблюдается один четкий полуденный максимум, который определяется тем, что дневной участок овала располагается с среднем на широте станции. На более низких широтах (рис.4в) полуденный максимум начинает раздваиваться в связи с тем, что в дневные часы овал располагается уже несколько полюснее станции, хотя и вблизи нее. При дальнейшем понижении широты дневная часть овала еще дальше уходит от станции, а ночная, наоборот, приближается. Поэтому вечерний и утренний максимумы сначала расходятся, а потом начинают сближаться, но уже к ночным часам (рис.4г), пока не сольются в один полуночный максимум, но уже на широтах зоны Фритца (рис.4д). На этих широтах наиболее близко к станции авроральный овал распологается в полуночные часы, поэтому наблюдается только один ночной максимум, величина которого падает с уменьшением широты (рис.4е).

2. ДИНАМИКА АВРОРАЛЬНОГО ОВАЛА

Полярные сияния тесно связаны с магнитной активностью. Наиболее интенсивные токи в высокоширотной ионосфере текут в областях, где наблюдаются полярные сияния и поэтому изучению связи сияний с магнитной активностью было посвящено большое число исследований. Уже в ранней работе [Gartlein, 1944] было показано, что в ночные часы между магнитным индексом К и положением экваториальной границы свечения наблюдается простая линейная зависимость и с ростом К сияния смещаются в более низкие широты. В [Bless et al., 1956] найдена связь яркости свечения с вариациями dН и обнаружено, что в полночь сияния спускаются на наиболее низкие широты и поднимаются к полюсу в вечерние и утренние часы. С ростом магнитной активности вся область свечения синхронно сдвигается к югу. Детальный анализ вероятности распределения сияний в ночные часы по широкой сети пунктов визуальных наблюдений в период ММГ, использованы данные 620 станций, был проведен в [Фельдштейн и Шевнина, 1963]. Также как и в [Gartlein, 1944], обнаружена линейная зависимость положения экваториальной кромки полосы свечения от Кр. В [Малько, 1966] исследовано распределение сияний при низкой солнечной активности. Получены аналогичные результаты, но в минимуме солнечного цикла при одном и том же Кр сияния располагаются ближе к полюсу.

В приведенных выше работах в качестве характеристики магнитной активности использовались трехчасовые К или Кр-индексы и исследовалась обычно экваториальная граница в полуночном секторе, в то время как авроральный овал представляет собой сложную систему, динамика которой очень изменчива и может быть различной для экваториальной и приполюсной границ в разные интервалы местного времени.

Для исследования динамики всего овала в [Старков и Фельдштейн, 1967а; Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968] по аскафильмам советских станций определялись границы полосы свечения в шести четырехчасовых интервалах.

В качестве характеристики магнитной активности использовался 15-минутный Q-индекс на широтах зоны Фритца в полуночном секторе, который дает в полулогарифмической шкале величину максимального отклонения от спокойного уровня горизонтальной составляющей магнитного поля. Выбиралось максимальное значение из вариаций в H и D-составляющих, чтобы учесть понижение dН в вечерние часы при смене направления ионосферного тока, которое может наблюдаться даже при больших возмущениях. Как было показано в [Bless et al., 1956; Коротин и Пудовкин, 1961], максимум активности сияний опережает на 5-10 минут максимум магнитного возмущения. В связи с этим 15-минутный индекс магнитной активности является наиболее корректным для сопоставления с динамикой сияний. Так как магнитное возмущение максимально в полуночном секторе, то использовался Q-индекс именно в этом районе, то есть динамика дневных сияний на ст. Пирамида сопоставлялась с Q-индексом на обс. Иеллоунайф, которая в этот интервал времени находилась в полуночном секторе.

Так как магнитные обсерватории, по которым определялся Q-индекс, располагались хотя и в зоне Фритца, но на несколько разных широтах, то все данные были нормированы на широту обс. Кируна с помощью планетарного Q-индекса (Qp), который вычислялся осреднением часовых Q-индексов восьми зональных обсерваторий, приблизительно равномерно расположенных по долготе. Потом было проведено сравнение этого индекса с ночными Q-индексами обсерваторий, данные которых использовались для сопоставления с сияниями. Полученные зависимости хорошо аппроксимировались прямыми с разными углами наклона и по этим прямым проводилась нормировка к широте Кируны. Таким образом, использовался индекс магнитной активности с дополнительной корректировкой по широте, аналогичный AL-индексу, который характеризует отрицательные ночные магнитные возмущения. Подобная достаточно трудоемкая процедура (не все обсерватории публиковали таблицы Q-индексов и иногда их приходилось определять по реальным магнитограммам) понадобилась в связи с тем, что во время выполнения данных работ AE и AL-индексов еще не существовало.

Станции, аскафильмы которых использовались для определения границ, выбирались таким образом, чтобы перекрыть весь необходимый диапазон широт. Например, экваториальная граница в полуночные часы определялась по аскафильмам станций Челюскин, Мурманск и Верхоянск. Данные Челюскина использовались, в основном, при низкой магнитной активности, а Верхоянска при высокой, так как в этих случаях граница сияний находилась вблизи зенита станций. На станции Мурманск при этих уровнях магнитной активности граница сияний располагалась у северного или южного горизонта или уходила из поля зрения камеры, поэтому аскафильмы этой станции использовались при среднем уровне возмущенности. Данные Мурманска, в пределах ошибки измерений, совпадают с данными Челюскина при Q=1-2 и Верхоянска при Q=4-5.

Широта границ определялась как среднее значение всех измерений для данного Q-индекса и выбранного интервала местного времени. Средняя точность определения границ составляла около 0.2° широты, она уменьшалась как с увеличением числа отсчетов. Средняя квадратичная ошибка отдельного измерения составляла 1-2° широты и при n > 50 она фактически не менялась с увеличением n. Это связано с тем, что Q-индекс при всех своих плюсах (хорошее временное разрешение, привязка к полуночным часам и нормировка к определенной широте) не является идеальной характеристикой магнитной активности в связи с тем, что не учитывает влияния Dst и фаз суббури. Число определений границ, соответствующее одному значению Q-индекса, варьировалось от 20 до 350, в большинстве случаев оно было равно

На рис.5 приведены примеры изменения границ овала в полдень и в полночь в зависимости от уровня магнитной активности. Дневная часть овала при увеличении Q-индекса практически без расширения смещается к экватору. На ночной стороне овал при повышении магнитной активности сначала несколько смещается к экватору, но начиная с Q = 2, расширяется как к полюсу, так и к экватору, причем середина ночной полосы свечения вплоть до Q = 6 остается на F¢~ 67.5°, то есть расширение в обе стороны идет с близкими скоростями. При спокойных магнитных условиях ширина овала днем и ночью приблизительно одинакова и составляет 2° широты. Наблюдается только небольшое уширение в утренние часы.

Для полюсной и экваториальной границ овала в [Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968а] подобные границы были получены для шести интервалов местного времени и по этим данным были построены области существования дискретных форм сияний над полярными шапками при разном уровне магнитной активности.

Положения авроральных овалов в исправленных геомагнитных координатах для трех значений Q-индекса приведены на рис.6. При спокойных магнитный условий овал сияний похож на тонкое светящееся кольцо, смещенное к ночным часам относительно геомагнитного полюса. При увеличении магнитной возмущенности расширяется в основном ночная часть овала. Ширина его при больших возмущениях превышает 1000 км. Дневной тоже расширяется, но значительно меньше, основной эффект роста магнитной активности здесь проявляется в смещении всей полосы свечения к экватору. Скорости смещения к экватору в пред- и послеполуденные часы несколько больше, чем в полдень, поэтому при большой магнитной активности дневной участок несколько приплюснут.

Хотя овал сияний представляет собой единую область вторжения авроральных частиц, но источники этих высыпаний на дневной и ночной сторонах различаются. Свечение дневной стороны связано с высыпаниями частиц солнечного ветра через область каспа, а на ночной стороне сияния вызываются частицами плазменного слоя ночной магнитосферы, ускоренными электрическими полями. Это проявляется и в морфологии сияний. На дневной стороне преобладают лучистые формы [Старков и Фельдштейн, 1967б]. Они возникают на экваториальной стороне полосы свечения, движутся к полюсу и затухают вблизи приполюсной границы [Vorobjev et al., 1975]. На ночной стороне яркость сияний выше, здесь часто набюдаются однородные дуги и полосы, внутри овала преобладают движения к экватору. Поэтому возможно появление каких-то аномалий в вечерние и утренние часы, связанные с различной физической природой дневных и ночных высыпаний.

В полуденные и полуночные часы вероятность появления сияний практически равна 100%, то есть если камера всего неба располагается там, где должен наблюдаться овал при данном уровне магнитной активности, то она всегда наблюдает сияния. Однако в утренние и вечерние часы при спокойных магнитных условиях возможно появление разрывов между дневными и ночными сияниями. На рис.7 приведен суточный ход вероятности появления сияний вдоль овала при спокойных условиях, из которого видно, что утром и вечером при отсутствии магнитных возмущений вероятность появления сияний ниже 100%. Наличие таких разрывов было детально исследовано в [Старков и Фельдштейн, 1968а] по данным станций Визе, Челюскин и Пирамида, которые в эти интервалы времени при спокойных магнитных условиях должны находиться под авроральным овалом. Можно утверждать, что сияния не уходили за северный или южный горизонты, это дополнительно контролировалось наблюдениями на других станциях. Когда сияния появлялись, то они возникали сразу там, где должен был наблюдаться овал в данный момент времени и при данном уровне магнитной активности, а не приходили из-за горизонта.

Надо отметить, что даже при абсолютно спокойных условиях (Q=0) вероятность появления сияний не нулевая. Минимальное ее значение в 09 MLT выше 20%, а уже при Q ³ 3, что составляет всего 40 нТл на ночной стороне в районе максимума магнитных вариаций, дискретные формы вдоль овала наблюдаются с вероятностью, близкой к 100%. Интересно отметить, что уже в ранней работе Фельдштейна [1963а] на овале отмечены две небольшие области в вечерние и утренние часы, где вероятность появления сияний понижена (см. рис.2).

Возможно, появление разрывов при спокойных условиях связан с понижением интенсивности свечения ниже порога чувствительности камер всего неба в этих частях овала, а не с исчезновением самого свечения. Это подтверждают самолетные наблюдения дневной части овала [Buchau et al, 1970, 1972]. При пролете над участками, где должен был наблюдаться авроральный овал, даже при спокойных условиях, как правило, наблюдались дискретные формы сияний. Если же они отсутствовали, то самолетные фотометры регистрировали повышение интенсивности свечения, особенно в эмиссии l=630 нм.

Высотные распределения дневных и ночных сияний также подтверждают их различие. Реальные определения высот сияний начались после появления фотографии. Первые триангуляционные определения высот были сделаны Штермером и Харангом [Stormer, 1921, 1955; Harang, 1944] для ночного участка овала. В дальнейшем такие исследования неоднократно повторялись. Основная масса сияний располагается в диапазоне высот 100-120 км. На дневной стороне сияния находятся существенно выше. Согласно [Старков, 1969], по данным высокоширотных станций Пирамида и Мерчисон-Бей высота сияний на дневной стороне составляет 150-170 км. В вечерние часы сияния располагаются на промежуточных высотах ~ 130 км [Хорошева и Емельяненко, 1969; Емельяненко и Хорошева, 1970]. Распределение сияний по высоте для различных участков аврорального овала приведено на рис.8. Для ночного участка использовались данные из [Андриенко, 1965], которые хорошо совпадают с аналогичными измерениями других авторов. То, что в дневном секторе высота сияний больше, вытекало из спектральных наблюдений. Как было показано уже в 1961 году в районе дневного участка овала наблюдается повышение вероятности появления сияний с усиленной метастабильной эмиссией l=630 нм, которая может светиться только на больших высотах [Евлашин, 1961; Sandford, 1961].

Более сложная ситуация наблюдается в утреннем секторе. В районе экваториальной границы овала здесь часто наблюдаются пульсирующие сияния, средняя высота которых составляет 98 км и они на 10-20 км ниже одновременно существующих в утренние часы непульсирующих форм сияний [Stenback-Nielsen and Hallinan, 1979]. Отдельные измерения в утреннем секторе, проведенные в [Емельяненко и Хорошева, 1970], дали высоту ~120 км, но они относились только к дискретным формам сияний. Таким образом, в утренние часы в возмущенных условиях, когда здесь велика вероятность появления пульсирующих форм, возможен разрыв по высоте. Это подтверждают и самолетные исследования дневной части овала [Buchau, 1970,]. Самолетная обсерватория имела ионосферную станцию и в районе полудня был зафиксирован скачок высоты слоя Es от 110 до 140-150 км. На вечерней стороне происходит плавный подъем высоты сияний от ночных часов к дневным. При увеличении магнитной активности вдоль всего овала высоты сияний понижаются.

Схема высотного расположения овала сияний над полярными шапками приведена на рис.9 [Старков, 1974]. При спокойных магнитных условиях над полюсами висят два полукольца, смещенные и наклоненные к ночной стороне. Во время возмущений высота всего овала понижается и мы имеем широкую полосу свечения, разорванную в утренние часы. Рис.9а похож на схеме, предложенную в [Хорошева и Емельяненко, 1969], различие заключается только в том, что в этой схеме отсутствуют разрывы в вечерние и утренние часы.

3. ДИФФУЗНОЕ СВЕЧЕНИЕ

Наблюдения с самолетов и спутников с использованием оптической аппаратуры показало, что кроме аврорального овала, где выделяется основная энергия, связанная с вторжением заряженных частиц, существует еще широкая полоса свечения, которая окаймляет авроральный овал с экватора. Это свечение, по сравнению с овалом, отличается относительной однородностью, но границы его достаточно четкие [Anger and Lui, 1973; Lui et al., 1973]. Измерения проводились с помощью сканирующего фотометра в эмиссиях l =391.4 и 557.7 нм. Экваториальная граница диффузного свечения меняется с широтой, поднимаясь к полудню в более высокие широты. По данным самолетных наблюдений [Buchau et al., 1972] ширина области диффузного свечения может доходить до 4° широты, что подтверждается также наблюдениями на спутнике [Slater et al., 1980].

Высота экваториальной границы диффузного свечения, по данным параллактическим наблюдениям, составляет около 200 км [Алексеев и др., 1975], что больше, чем для дискретных форм сияний, но значительно меньше, чем для среднеширотных красных дуг.

Хотя детальное исследование морфологии диффузного свечения связано с наблюдениями на спутниках, но наличие такого свечения было обнаружено ранее с помощью наземной спектральной аппаратуры [Евлашин, 1961; Rees et al., 1961], где бвло показано, что в вечерние часы наблюдается красное диффузное свечение, которое располагается экваториальнее дискретных форм полярных сияний. Обычно это свечение сопровождается водородным излучением, которое затухает при появлении ярких дискретных форм. Высыпание протонов зарегистрировано и по спутниковым данным [Lui et al., 1977], но их энергетический вклад был существенно ниже, чем для электронов.

Обычно экваториальная граница диффузного свечения относительно гладкая. Однако во время сильных геомагнитных возмущений на ней могут появляться крупномасштабные волнообразные структуры. Пример трех последовательных регистраций таких структур в вечерние часы в южном полушарии спутником DMSP приведен на рис.10 [Lui et al., 1982]. Наблюдается широкая полоса диффузного свечения, в которую вкраплены дискретные формы сияний, расположенные в высокоширотной части полосы. На экваториальной границе свечения могут появляться волны, у которых амплитуда и длина волны меняется со временем. Средняя длина волны составляет 400 км. Характерно, что во время следующего пролета (спутник пролетал над южным полушарием приблизительно через 50 минут) волновая структура уже не наблюдалась.

Подобные волны иногда можно наблюдать с помощью камер всего неба. На рис. 11 приведен кадр аскафильма с волновой структурой на экваториальной границе диффузного свечения, полученного в Норильске (экспозиция 50 мин) [Баранова и др., 1989]. Амплитуда и длина волны в данном случае меньше, чем на рис.10 и заключена в пределах 80-150 км. Использование камеры всего неба позволяет проследить направление и скорость движения таких волн. Волновая структура, наблюдавшаяся 6 февраля 1984 года (см. рис.11), перемещалась к западу со скоростью 300 м/с. Иногда такие волны могут наблюдаться камерами всего неба в течение 3 часов [Горелый и др., 1985].

Диффузное свечение вызывается прямым вторжением электронов плазменного слоя, которые без ускорения высыпаются в верхнюю атмосферу. Это следует из сравнения энергетических спектров электронов плазменного слоя и электронов над диффузным свечением, нахожящихся на одинаковых силовых линиях [Lui et al., 1977; Meng, 1978], которые характеризуются одинаковым монотонным падением интенсивности высыпаний по мере увеличения энергии. Еще Франком и Аккерсоном [Frank and Ackerson, 1971; Ackerson and Frank, 1972] было показано, что в ночном секторе экваториальнее структурированных высыпаний типа “перевернутого V”, совпадающих с дискретными формами сияний, существует область бесструктурных вторжений более мягких электронов, которые должны вызывать появление диффузного свечения.

Пространственное совпадение областей диффузного свечения и высыпания подтверждается одновременными измернениями этих границ. В [Slater et al., 1980] сопоставлялось положение границы диффузного свечения в эмиссии l 630 нм по данным наземных наблюдений сканирующим фотометром с наблюдениями электронных потоков на спутниках при прохождении ими над районом наземнных измерений. За границу диффузного свечения принималась область, где интенсивность свечения l 630 нм на 100 R превышала фон ночного неба. Показано, что экваториальная граница свечения, которая была обычно довольно резкой, хорошо совпадает с границей повышения потока энергии вторгающихся электронов до 10 эрг / (cм× с × ср). Зависимость между этими границами приведена на рис.12. Для выбранных пороговых значений положения границ практически совпадают. Хорошее соответствие между границами бесструктурных электронных вторжений и диффузного свечения обнаружено также в [Lui et al., 1977].

По спектральному составу в диффузном свечении явно преобладает эмиссия l 630 нм, интенсивность которой в 4 раза выше, чем для l 557.7 нм. Практически отсутствует свечение в полосе 1NGN, которое характерно для дискретных полярных сияний [Алексеев и др., 1972]. Это говорит о мягкости спектра вторгающихся электронов.

Сама внутренняя структура полосы диффузного свечения может быть довольно сложной. Перед экваториальной кромкой аврорального овала может набюдаться некоторое понижение интенсивности диффузного свечения и при низком уровне магнитной активности свечение внутри овала ниже чем в экваториальной полосе [Боголюбов и др., 1984]. При магнитных возмущениях ширина полосы увеличивается. Пример взаимного расположения диффузного свечения и дискретных форм сияний, согласно [Meng, 1976], приведен на рис.13а. Распределение свечения в интегральном свете получено с помощью сканирующего фотометра, установленного на борту спутника. Широтные вариации потока энергии вдоль траектории пролета приведены на рис.13б. Непосредственно к ярким полярным сияниям с экваториальной стороны примыкает узкая полоса свечения шириной около 0.5° с потоком энергии на порядок ниже, чем в овале (рис.13б). Между авроральным овалом и диффузным свечением наблюдается узкий провал потока энергии, который не виден на рис.13а из-за плохого пространственного разрешения бортового сканирующего фотометра. При дальнейшем уменьшении широты поток энергии сначала резко падает, а потом опять начинает повышаться, причем наблюдается целый ряд кратковременных всплесков потока энергии. Экваториальная граница диффузного свечения на F¢~66° достаточно резкая.

Так как границы диффузного свечения и диффузного высыпания практически совпадают [Slater et al., 1980], то появляется возможность сопоставлять эти данные. В [Гальперин и др., 1977; Вальчук и др., 1979] по наблюдениям на спутниках серии “Ореол” границы диффузного высыпания определялись по резкому повышению интенсивности потока энергии. Положение экваториальной границы диффузного свечения (или высыпания) смещается в более низкие широты при повышении уровня магнитной активности. Аналогичные результаты по спутниковым наблюдениям были получены также в [Slater et al., 1980; Gussenhoven et al., 1981]. На рис.14, взятому из [Николаенко и др., 1983], приведено изменение положения границ диффузного высыпания в вечерние и полуночные часы в зависимости от магнитной активности по данным [Гальперин и др., 1977] и по наблюдениям полученным на 4 года позднее [Gussenhoven et al., 1981]. Из рисунка видно, что разные авторы на разных спутниках получили практически совпадающие результаты.

Детальный анализ зависимости положения экваториальной границы диффузного высыпания от магнитной активности, характеризуемой Кр-индексом, для всех часов местного времени был проведен в [Gussenhoven et al., 1983]. Экваториальная граница диффузного свечения определялась по падению потока энергии ниже 10кэВ / (cм× с × ср), что соответствует 1.6 × 10 эрг / (см× с × ср) [Gussenhoven et al., 1981].

Надо отметить, что положение экваториальной границы диффузного высыпания и диффузного свечения зависит от порога чувствительности. В [Николаенко и др., 1983] приведен суточный ход широты границы диффузного высыпания для разных пороговых значений потока энергии. Оказалось, что экваториальная граница для меньших энергий располагается систематически на 1-2° ниже, чем для большего потока энергии. Этим можно объяснить некоторое количественное различие положения экваториальной границы диффузного свечения и высыпания, полученное разными авторами. Например, данные спутников ISIS [Lui et al., 1975] и DMSP [Sheehan and Carovillano, 1978] в полуночном секторе дают почти совпадающие зависимости от Кр-индекса положения экваториальной границы диффузного свечения, в то время как по наземным наблюдениям эта граница также смещается к экватору с ростом магнитной активности, но для тех же значений Кр располагается на 1-2° экваториальнее [Slater et al., 1980]. Это связано с тем, что чувствительность фотометров на ISIS и DMSP была приблизительно одинакова и составляла около 1 кR в эмиссии l 557.7 нм для ISIS или в интегральном свете в видимой области для DMSP, в то время как порог обнаружения по наземным данным был меньше 100 R. Данные, приведенные в [Slater et al., 1980], говорят о том, что граница диффузного свечения наиболее хорошо совпадает с границей диффузного высыпания для потока энергии выше 10 эрг / (см× с × ср).

Подробный анализ динамики диффузного свечения в зависимости от уровня магнитной активности, полученной различными авторами, приведен в [Feldstein and Galperin, 1985]. Тем не менее здесь еще имеются определенные неясности. Согласно [Гальперин и др., 1877; Николаенко и др., 1983], в поведении диффузного высыпания видна заметная инерционность. Это проявляется в том, что положение экваториальной границы лучшекоррелирует с трехчасовым Кр-индексом, чем с Q, AL или AE. Коэффициент корреляции между магнитной активностью и положением полосы свечения повышается, если в качестве характеристики магнитного возмущения использовать данные, усредненные за какой-то предшествующий интервал времени. Согласно [Николаенко и др., 1983], максимальное значение коэффициента корреляции доходит до 0.9 при сопоставлении положения границы диффузного свечения с АЕ-индексом, усредненным за 5 предшествующих часов. Однако в [Иевенко, 1993] по наземным данным меридиональной цепочке станций было показано, что после начала активной фазы суббури расширение полосы диффузного свечения к полюсу идет синхронно с динамикой овала сияний. Некоторая инерционность связана с запаздыванием возвращения полосы свечения к спокойному уровню после окончания аврорального возмущения.

Если в вечернем секторе диффузное свечение вызывается мягкими электронами, то более сложная структура наблюдается в утренние часы. Во время магнитных возмущений здесь появляются энергичные электроны, которые дрейфуют с ночной стороны. Область их вторжения располагается к экватору от аврорального овала. Эти электроны вызывают риометрическое поглощение [Driatsky and Shumilov, 1972; Berkey et al., 1980] и пульсирующие сияния [Kvifte and Peterson, 1969; Ролдугин и Старков, 1970; Черноус, 1977; Распопов и др., 1978; Stenback-Nielsen and Hallinan, 1978]. Высота этих сияний ниже 100 км [Stenback-Nielsen and Hallinan, 1978]. Одновременно с этим в утренние часы экваториальнее аврорального овала наблюдается также пояс диффузного свечения с преобладанием эмиссии l 630 нм и мягкими диффузными высыпаниями. Энергетический спектр этих электронов, как и в вечерние часы, совпадает с энергетическим спектром частиц в плазменном слое. Такая сложная структура диффузных высыпаний подтверждается наблюдениями на спутнике DMSP [Meng, 1978]. Мягкие электроны высыпаютс на приполюсной стороне диффузного свечения, а значительно более жесткие вторгаются вблизи экваториальной границы.

В вечернем секторе в области диффузного свечения наблюдаются втекающие токи, в то время как над дискретными формами сияний, образующих авроральный овал, регистрируются сильные вытекающие токи, причем их тонкая структура соответствует структуре дискретных форм сияний [Kamide and Rostoker, 1977].

Диффузное свечение окаймляет авроральный овал не только с экваториальной стороны. Ранние самолетные наблюдения в высоких широтах Арктики показали, что при спокойных магнитных условиях на F¢~80° существуют устойчивые субвизуальные дуги, в которых преобладает эмиссия l 630 нм [Weil et al., 1965]. Эти дуги располагались выше овала сияний и были вытянуты приблизительно вдоль широты. При спокойных магнитных условиях наблюдается хорошая сопряженность приполюсных границ мягких диффузных высыпаний в северном и южном полушариях [Makita et al., 1983]. При росте магнитной активности этот пояс сжимается, его приполюсная граница смещается к экватору при одновременном расширении овала к полюсу. Уже на предварительной фазе суббури при отсутствии сущестаенных магнитных возмущений высокоширотное диффузное свечение начинает сужаться и прижиматься к приполюсной границе овала [Старков и Фельдштейн. 1971]. Надо отметить, что структура и динамика высокоширотного пояса диффузного свечения известны существенно хуже.

4. МАТЕМАТИЧЕСКИЕ АППРОКСИМАЦИИ ГРАНИЦ

АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ

Авроральный овал является своеобразной динамической системой координат, связанной с характером протекания высокоширотных геофизических процессов. Силовые линии, связанные с овалом, замыкаются через плазменный слой. Овал разделяет область разомкнутых силовых линий, связанных с полярной шапкой и область устойчивого захвата во внутренней магнитосфере. Важное значение имеет также пояс диффузного свечения, примыкающий к овалу с экваториальной стороны, который вносит заметный вклад в общее свечение полярной ионосферы.