РЕКУРРЕНТНЫЕ СУББУРИ И КРУПНОМАСШТАБНЫЕ КОЛЕБАНИЯ ДЛИНЫ ХВОСТА МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ

Л.В. Миненко, П.А. Седых и В. М. Мишин.

Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск

Для интервала (0000-1100) UT, 3 мая 1986 г., используя технику инверсии магнитограмм ТИМ2, вычислены значения открытого магнитного потока (Y ₁) и разности электрических потенциалов в ионосфере на границе полярной шапки (Upc). Значения Upc почти монотонно уменьшаются, более чем втрое, в ходе рассмотренного интервала. Однако, на фоне спада Upc отчетливо видно 4 спонтанно-рекуррентные суббури, с соответствующими циклами изменений параметров AE, Y ₁. В этой связи, используя значения Upc и производной , были вычислены значения скорости пересоединения на дневной стороне магнитопаузы, M, и построены графики изменения "длины хвоста магнитосферы" L. Упомянутые выше, спонтанно-рекуррентные импульсы отмечены также на графиках М и L, с размахом превышающим средние значения этих параметров. Причина спонтанной рекуррентности суббурь и колебаний М и L, что обнаружено впервые, интерпретирована в рамках модели глобальной неустойчивости вытяжения хвоста (TSI).

1.Введение.

Данная работа посвящена исследованию рекуррентного появления магнитосферных суббурь. Эта проблема обсуждалась в литературе, например, [Furuggia et al.., 1992; Baker et al., 1993; Klimas A. J. et al., 1992]. Отмечено, что проблема рекуррентности суббурь важна как для понимания физики возмущений, так и для проблемы космической "погоды" и ее прогноза. Термин "рекуррентность" неоднозначен. Механизмы процесса можно разделить на три типа:

1. Рекуррентные суббури могут быть созданы рекуррентными импульсами солнечного ветра. В этом случае цепочка рекуррентных суббурь есть просто следствие граничных условий, рекуррентность является "управляемой" солнечным ветром.
2. Рекуррентные суббури могут быть созданы также при неизменных граничных условиях в рамках модели NENL, суббури с околоземной нейтральной линией [Baker et al.., 1996].
3. Наконец, в модели суббури с двумя активными фазами и неустойчивостью вытяжения хвоста рекуррентные суббури возникают спонтанно даже при затухающем солнечном ветре [Mishin et al., 1990, 1991].

В настоящей работе исследуется цепочка из 4х суббурь, зарегистрированных в 10-часовом интервале 3 мая 1986 г., (0000-1000)UT. Две из этих суббурь изучались в рамках международного проекта CDAW9C и были описаны в работах [Вaker et al., 1996, Mishin et al., 1994]. Все 4 суббури были исследованы в работе [Седых и др., 1999], где выполнено таймирование фаз каждой суббури. Однако, в названных ранних работах проблема рекуррентности не обсуждалась. Настоящая работа продолжает исследование событий 3 мая 1986 г. с задачей выяснить природу рекуррентного появления этих событий.

2. База данных.

Работа основана на данных, полученных для указанного выше CDAW9C интервала с помощью техники инверсии магнитограмм (ТИМ2) [Мишин и др., 1986]. Входные данные ТИМ2 - компоненты поля геомагнитных вариаций, зарегистрированные на сети из 83 магнитных обсерваторий на геомагнитных широтах F > 40° .

По данным ТИМ2 были вычислены: открытый магнитный поток Y ₁, отражающий процесс пересоединения открытых силовых линий магнитохвоста и Upc - разность между максимальным и минимальным электрическим потенциалом на границе полярной шапки. Сглаженный график Y ₁ и график Upc приведены на рисунках 1а, б. Используя эти результаты, на основе модели Данжи [Dungey, 1962] ( рис 2а), были построены также графики "длины хвоста магнитосферы" L (расстояние между точками дневного магнитного слияния (N₁) и ночного пересоединения (N₂ )) и скорости пересоединения на дневной магнитопаузе, М, (рис. 1в, г). Значения М были получены с использованием модели [Lockwood,1992] (рис. 2 б), по формуле (3.6) из раздела 3. Следует отметить, что модель [Lockwood,1992] не применима на 3^ей фазе типичной суббури. Поэтому значения М на третьей фазе на рис. 1г не показаны и на рис. 1в значения L на 3^ей фазе показаны пунктиром, как приближенные значения, вычисленные по формуле (3.7) в предположении М= const.

Использовались также график производной Y ₁ по времени (рис. 1д) и график AE- индексов (рис. 1е). Все названные графики получены авторами данной работы по первичным данным ТИМ2, включая карты эквивалентных токов в ионосфере, плотности продольных токов, изолиний электрического потенциала. Расчет этих данных выполнен ранее А. Д. Базаржаповым, Т. И. Сайфудиновой и Д. Ш. Шираповым.

Рассмотренный интервал CDAW9C принадлежит магнитной буре, начавшейся 2.05.86 г. Таймирование этого интервала показало [Седых и др., 1999] , что он состоит из четырех суббурь, стандартные фазы которых, отмечены на рисунке 1 вертикальными линиями. Цифры на рис. 1 отмечают соответствующие фазы: 1 - фаза роста; 2 - первая активная фаза; 3 - фаза расширения; 4 - фаза восстановления. Одиночная звездочка означает начало первой активной фазы, двойная звездочка - начало фазы расширения.

3. Основные уравнения.

Общее выражение для определения L можно получить, используя дифференциальное уравнение баланса открытого магнитного потока [Russell et al., 1979].

Здесь М-скорость пересоединения на дневной стороне магнитопаузы, R-скорость вторичного пересоединения в дальней ночной нейтральной точке.

Следуя работе [Mishin et al., 1997], полагаем

где ∆t=L/V, V = (V_sw/2) -скорость конвекции открытых силовых линий, V_sw - скорость солнечного ветра; t₀-начальный момент времени.

При t>t₀+∆t, интегрируя (3.1) получим:

Общее выражение для L:

Метод определения М базируется на модели [Lockwood et al.,1992] (рис. 2б)

Подставляя (3.5) в (3.1)получим:

Тогда выражение для L примет следующий вид:

Согласно [Mishin et al., 1997], поток электромагнитной энергии в магнитосферу из солнечного ветра e ':

С учетом (3.4), поток вектора Пойнтинга e ':

Из (3.9) очевидно, что при постоянных внешних условиях e ' варьирует как L².

4. Основные результаты.

Основные результаты выполненного анализа представлены в таблице 1.

Таблица.1

Корреляционный анализ (M/L) для суббурь CDAW9C, 3 мая 1986 г.

Интервал UT	(0000-0130)	(0310-0436)	(0512-0712)	(0854-0935)
Коэфф. Корр. M/L	-0,54 ± 0,23*	-0,96± 0,25*	-0,18± 0,21	0,77± 0,35*

(* )- Значимый коэффициент корреляции (антикорреляции).

Интервал (0000-0200)UT и (0900-1100)UT, 3 мая 1986 г., исследовался в рамках международного проекта CDAW9C. Авторы [Mishin et al., 1994, 1996, 1997] и [ Baker et al., 1996, Pulkkinen et al., 1991] описали лишь две суббури в начале и в конце этого интервала, не рассматривая период (0200-0900)UT. Причина видна на графике 1е: импульсы роста АЕ, характерные для суббури, четко прослеживаются лишь в начале и в конце названного периода, в котором можно отметить только слабые следы двух импульсов роста АЕ. Тем не менее период (0200-0900)UT включен в настоящее исследование по причинам, понятным из ниже следующего.

Рис. 1. Графики параметров: график открытого магнитного потока Y 1 (а); Upc - разность электрических потенциалов через полярную шапку (б); Производная Y 1 по времени (в); М - скорость пересоединения на дневной стороне магнитопаузы (г); длина хвоста магнитосферы L, выраженная в земных радиусах (Re = 6371 км) (д); АЕ-индексы (е). Границы фаз отмечены вертикальными линиями. 1 - фаза роста; 2 - первая активная фаза; 3 -фаза расширения; 4 - фаза восстановления; 4+2 - смешанная фаза. Одиночная звездочка означает начало первой активной фазы; двойная звездочка - начало фазы расширения.

Рис. 1а -это график изменения открытого магнитного потока Y _1. Яркая особенность изменения Y ₁, общая для всего интервала CDAW9C - циклические, квазипериодические изменения открытого магнитного потока. Характерная амплитуда колебаний ∆Y ₁=3× 10⁸ Вб, что составляет порядка 100% среднего значения Y _1. Именно эта особенность позволила нам в работе [Седых и др., 1999] "увидеть" 2 отдельные суббури и в период (0200-0900)UT. Дополнительные данные [Седых и др., 1999] подтвердили, что каждому импульсу Y ₁ действительно соответствуют отдельные суббури, хотя они не видны на графике АЕ. График изменений Y ₁ достаточно гладкий, но тем не менее, учитывая наличие погрешностей определения Y ₁ (они порядка 10% [Mishin V.M. et al., 1997]); мы выполнили сглаживание этого графика, после чего был построен график производной , показанный на рисунке 1д. Отметим, что значения ê ê достигают 100-150 кВ. Отсюда следует, что, хотя перенос в магнитосферу энергии солнечного ветра управляется скоростью пересоединения на дневной стороне магнитопаузы М, энергетика ионосферных возмущений, т.е. изменения Upc в ходе суббури, следует не изменениям М, но подчиняется существенно иным законам, см. уравнение (3.6). Из рисунков 1б и 1г и уравнений (3.1) и (3.6) видно, что вклад индукционной ЭДС в ЭДС Upc, действующую в высокоширотной ионосфере, сравним с вкладом внеионосферного параметра М.

График Upc представлен на рис. 1б . Значения Upc были получены прямо из наблюдений, с помощью ТИМ2. Мы ожидали, что значения Upc можно рассматривать как замену внешнего управляющего параметра М. Из рисунков 1б и 1г видно, однако что изменения Upc и М существенно различны. Основной тренд в изменениях Upc - квазимонотонное уменьшение от начала до конца всего рассматриваемого интервала, без ясно выраженных импульсов роста Upc в период (0200-0900)UT.

Следуя работе [Lockwood et al., 1992], значения М расчитывались по формуле (3.6). График М (рис. 1г) отражает особенности графиков и Upc. Для этого графика характерно наличие ярко выраженных 4^х импульсов роста М, каждый из которых соответствует отдельной суббуре. Важно отметить также наличие квазимонотонного уменьшения М от начала к концу исследуемого интервала.

График L (рис. 1 в) мы рассчитали по формуле (3.7), приведенной в разделе 3. Яркая особенность изменений L, общая для всего исследуемого интервала - циклические, квазипериодические изменения "длины хвоста" L, с характерным размахом ∆L =160 Re, что составляет ~ 100% от среднего значения .Эти крупномасштабные колебания длины хвоста магнитосферы - еще один основной результат настоящей работы.

Возникает вопрос: "Какова природа отмеченных циклических колебаний параметров Y ₁, L и возмущенности АЕ"? Являются ли эти колебания спонтанными или они "управляются" граничными условиями, т. е. изменением скорости дневного пересоединения М?

Для ответа на эти вопросы были подсчитаны коэффициенты корреляции между М и L. Исследуемый интервал мы разделили на 4 периода, каждый из которых соответствует отдельной суббуре. Коэффициенты корреляции r приведены в таблице. Для первой суббури, (0000-0130) UT, имеем r = - 0.54^*. Звездочка означает, что этот коэффициент - статистически значимый с надежностью 0.95, что позволяет отнести первую суббурю к спонтанно – рекуррентным, неуправляемым, событиям.

Для второй суббури, (0310-0436) UT, мы видим в таблице, что r = -0.96^*, что также позволяет отнести эту суббурю к спонтанно-рекуррентным, неуправляемым, возмущениям.

Для третьей суббури,(0512-0712)UT, мы получили коэффициент корреляции r = -0.18, – статистически незначимый. Для четвертой суббури, (0854-0935)UT, коэффициент корреляции r = 0.77^* – статистически значимый с надежностью 0.95. Следовательно, две последние суббури, в отличие от двух первых являются скорее управляемыми, чем спонтанными.

а)	б)
Рис.2. Двухмерная открытая модель Данжи (а); Модель [Lockwood et al.,1992]: AB -Х-линия на дневной стороне магнитопаузы, DE- Х-линия пересоединения в нейтральной полосе, CF -" Щель Штерна" (б).

 

5. Обсуждение и выводы.

Основные результаты, отмеченные в предыдущем разделе, таковы.

1. Основной параметр, контролирующий электрическое поле и энергетику ионосферы, Upc, управляется не только изменением граничных условий, но, даже иногда в большей мере, изменениями внутримагнитосферного индукционного поля .
2. В ходе рассмотренной цепочке из 4^х суббурь отмечены рекуррентные крупномасштабные колебания открытого магнитного потока и длины хвоста магнитосферы, коррелированные с изменениями АЕ индекса, входной мощности e ', и имеющие размах порядка или больше средних значений названных параметров.
3. Из 4^х рекуррентных импульсов М, L и соответствующих суббурь, два рекуррентных события оказались спонтанными и два других отнесены к классу управляемых солнечным ветром.

Результаты п. 1 качественно соответствуют ожидаемым (например, в модели [Lockwood et al., 1992]). Однако, надежные количественные оценки по данным наблюдений в литературе, насколько известно авторам, не приводились. Спонтанные крупномасштабные колебания длины хвоста магнитосферы Земли и спонтанная рекуррентность суббурь описаны впервые.

Управляемые рекуррентные суббури могут быть интерпретированы на основе классической модели суббурь с около земной нейтральной линией [Baker et al., 1996; Klimas et al., 1992]. Однако, не ясно может ли эта модель описать спонтанно - рекуррентные суббури. С другой стороны спонтанно- рекуррентные суббури естественно интерпретируются в рамках модели суббури с двумя активными фазами и неустойчивостью вытяжения хвоста [Mishin 1990, 1991; Mishin et al., 1997]. Отметим, что модель с двумя активными фазами описывает также большие солнечные вспышки [Mishin and Falthammar, 1996].

Авторы благодарят Т. И. Сайфудинову, Д. Ш. Ширапова, А. Д. Базаржапова за предоставленную базу данных.

Работа выполнена в рамках проекта РФФИ № 98-05-04-133 и № 99-05-65-234.

Литература

1. Baker D.N., Pulkkinen T.I., McPherron R.L. et al., J. Geophys. Res., v.98, p. 3815, 1993.
2. Baker D.N., Pulkkinen T.I., Angelopoulos V., Baumjohann W. et al., JGR, v. 101 № A6, p.12,975-13,010,1996.
3. Dungey J.W., Phys. Rev. Letters 6, 47, 1961.
4. Farrugia C.J., Freeman M.P., Burlaga L.F., Substorm1: Proc. First Int. Conf. of Substorms, p.371, 1992
5. Klimas A.J. et al., J. Geophys. Res., v.97, p. 12253,1992
6. Lockwood M., Cowley S.W.H., Substorm1: Proc. First Int. Conf. of Substorms, p.99-109, 1992
7. Мишин В.М., Шеломенцев В.В., Исследование по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М: Наука , 1986 , в.76 , с.99, 1986.
8. Mishin V.M., Space Sci. Reviews, 53, pp 83-163,1990.
9. Mishin V.M., Space Sci. Reviews, 57, pp 237-337,1991.
10. Mishin V.M., Bazarzhapov A.D., Saifudinova T.I. et al.,Ann. Geophys. ,v. 12, suppl 3, pt. 3, p. 568, 1994.
11. Mishin V.M., Bazarzhapov A.D., Saifudinova T.I., Lunyushkin S. B., Proc. Third Int. Conf. on Substorms, p. 121-125, 1996.
12. Mishin V.M. and C. - G. Falthammar, Proc. ICS3, 731, 1996.
13. Mishin V.M., Block L.P., Bazarzhapov A.D. et al., J. Geophys. Res., v.102, p. 19845-19859, 1997
14. Pulkkinen T. I., Baker D.N., Fairfield D.H. et al. Modeling the growth phase of a substorm using the Tsyganenko model and multispacecraft observations: CDAW9, event C// Geophys. Res. Lett., v.18, p.1963, 1991.
15. Russell C.T, Astrophys. Space Sci. Libr., v. 78, p. 3-21, 1979

Седых П.А., Миненко Л.В., Исследование суббурь по международной программе CDAW 9C, доклад на БШФФ-99.