Geomagnetic Control on the Equatorial Plasma Bubble Formation

Texto integral

1. ВВЕДЕНИЕ

Начиная с пионерских работ Woodman and La Hoz [1976] принято считать, что экваториальные плазменные пузыри (equatorial plasma bubbles, EPB) или экваториальное F-рассеяние (equatorial spread F, ESF) формируются после захода Cолнца под влиянием плазменной неустойчивости Рэлея−Тейлора (RТ), развивающейся на высотах основания F-области. А именно, в вечерний период, когда солнечный терминатор пересекает экваториальные широты, наблюдается резкий всплеск электрических полей восточного направления (pre-reversal enhancement, PRE). Всплеск полей вызывает мощный восходящий E × B дрейф, который приводит к быстрому подъему основания экваториальной F-области до высот, где темпы роста RТ-неустойчивости доминируют и становятся решающими. Как результат, возникают благоприятные условия для генерации ЕРВ (ESF).

Помимо суточной изменчивости, экваториальные электрические поля испытывают возмущения в период геомагнитных бурь под влиянием двух высокоширотных факторов – магнитных возмущений, возникающих под воздействием солнечного ветра на магнитосферу Земли [Senior and Blanc, 1984], и ионосферных возмущений [Blanc and Richmond, 1980].

Динамические взаимодействия солнечного ветра и магнитосферы, ведущие к изменению потенциала в полярной шапке, в низких широтах вызывают появление так называемых электрических полей прямого или быстрого проникновения (prompt penetration electric fields, PP) и приводят к росту возмущенности зональных электрических полей [Kelley et al., 1979; Fejer and Scherliess, 1997]. Электрические поля прямого или быстрого проникновения (PP) являются короткоживущими (~ 1−2 ч) и практически мгновенно распространяются в низкие и экваториальные широты [Fejer, 1991].

Ионосферные возмущения появляются благодаря развитию глобальной термосферной циркуляции, наведенной джоулевым нагревом в авроральных широтах. По мере развития циркуляционных процессов возмущенное ионосферное динамо (ionospheric disturbance dynamo, IDD) генерирует долгоживущие возмущения электрического поля на средних и в низких широтах [Scherliess and Fejer, 1997]. В экваториальных широтах IDD вызывают появление долгоживущих (несколько часов) электрических полей, имеющих западное направление в дополуночном секторе. Эти процессы развиваются достаточно медленно − несколько часов с момента начала геомагнитной бури (суббури) [Fejer and Scherliess, 1995]. Согласно Blanc and Richmond [1980] временная задержка между началом суббури и развитием мощного электрического поля в экваториальных широтах может достигать ~ 9 ч).

Как результат, суперпозиция электрических полей разной природы (PP и IDD) может либо усиливать, либо ослаблять эффект PRE в период захода Солнца. Иными словами, электрические поля PP и поля ветрового динамо (IDD), накладываясь на регулярные вариации экваториальных электрических полей, могут либо благоприятствовать процессам генерации ЕРВ, либо их подавлять. Считают, что рост/подавление ЕРВ зависит от относительного вклада полей PP и IDD в зависимости от начала бури и местного времени [Martinis et al., 2005; Basu et al., 2007]. Например, как было показано Martinis et al. [2005], имеется устойчивая взаимосвязь между послезаходным ЕРВ и быстрыми временными изменениями в межпланетном электрическом поле, вызванным вариациями Bz-компоненты IMF. Эти изменения способствуют мгновенному развитию полей PP восточной полярности, что является благоприятной ситуацией для роста RT-неустойчивости. С другой стороны, механизм IDD в экваториальных широтах вызывает появление долгоживущих электрических полей, имеющих в дополуночном секторе западное направление, что приводит к подавлению темпов RT-неустойчивости. Эти долгоживущие поля, инициированные, например, рядом последовательных суббурь, имеют свойство накладываться и создавать длительный эффект подавления генерации ЕВР.

В результате возникает довольно сложная, запутанная картина влияния геомагнитной активности (влияния через разные медиаторы) на процессы генерации ЕРВ (ESF).

Неоднократно делались попытки исследовать это влияние. На настоящий момент исследователи пришли к единому мнению о том, что геомагнитная активность стремится подавить генерацию ЕРВ в дополуночном секторе. (Иными словами, при росте Kp-индекса наблюдается уменьшение вероятности наблюдения ЕРВ.) Что касается послеполуночного сектора, то считают (см., например, [Bowman, 1978; Burke, 1979; Singh et al., 1997]), что вероятность наблюдать ЕРВ после полуночи будет расти по мере роста геомагнитной активности.

Для достижения лучшего понимания относительного вклада разных медиаторов (PP и IDD) в перенос энергии геомагнитных бурь проводились исследования, связанные с изучением задержки влияния Kp-индекса как индикатора буревой активности, на генерацию/развитие ЕРВ (см., например, [Palmroth et al., 2000; Sobral et al., 2002; Li et al., 2009]). Очевидно, что учет задержки Kp-индекса позволяет с некой долей вероятности “отсечь” мгновенное влияние короткоживущих электрических полей PP. Было выявлено [Li et al., 2009], что магнитная активность уверенно подавляет генерацию ЕРВ с задержкой по времени 4–9 часов в экваториальном регионе и с задержкой в 8–9 часов в низкоширотном регионе. При этом рассматривались только дополуночные ЕРВ (послеполуночных было недостаточно для статистического анализа). В работе [Sobral et al., 2002] по данным за 22 года оптических наблюдений было выявлено, что при изменениях Kp-индекса в период 18–21 LT (т.е. на старте развития ЕРВ) вероятность наблюдать ЕРВ сначала убывала при росте Кр-индекса до 5, а при Кр ≥ 5, наоборот, возрастала. К сожалению, авторы не конкретизировали сектор наблюдений ЕРВ. Однако другие исследователи [Palmroth et al., 2000], опираясь на данные спутника DE 2, провели четкое разделение ЕРВ по секторам наблюдения. Для вечерних случаев (19–23 MLT) было выявлено, что лучшая обратная корреляция имеет место при задержке Kp-индекса на 2 и 9 часов. Для утренних случаев (23–06 MLT) была обнаружена прямая корреляция, причем лучшая имела место с задержкой Kp-индекса на 2–4 часа и 9 часов.

В настоящей работе продолжено изучение эффекта задержки влияния Kp-индекса на развитие ЕРВ на протяжении всей ночи. Особое внимание уделено послеполуночному сектору. Важно отметить, что проведение такого исследования стало возможным благодаря тому, что накоплен значительный материал (данные спутника ISS-b), касающийся случаев ЕРВ, регистрируемых на высотах верхней ионосферы (~ 1000 км) как в дополуночном, так и в послеполуночном секторе [Сидорова, 2020; 2021; 2022]. По данным спутника ISS-b рассчитаны гистограммы вероятности наблюдений ЕРВ в зависимости от широты, местного времени, месяца года и т.д., что позволило получить четкую пространственно-временную картину эволюции ЕРВ на высотах верхней ионосферы [Сидорова, 2020; 2021; 2022; 2023а, б]. Эти результаты оказались крайне полезными и облегчили проведение настоящего исследования.

Для выполнения поставленной задачи были рассчитаны гистограммы вероятности наблюдения EPB в зависимости от местного времени (LT) и уровня геомагнитной активности (Kp). При этом EPB по широтному признаку наблюдений были разбиты на две группы: экваториально-низкоширотные и среднеширотные ЕРВ. Зависимость вероятности наблюдения разных групп EPB от уровня геомагнитной активности (Kp) была исследована для трех случаев, когда задержка Kp-индекса составляла 3, 6 и 9 часов.

2. ДАННЫЕ СРАВНИТЕЛЬНОГО АНАЛИЗА

Гистограммы вероятности наблюдения EPB (EPB occurrence probability, Р_EPB) в зависимости от местного времени (LT) и уровня геомагнитной активности (Kp) были рассчитаны по данным спутника ISS-b [RRL, 1983; 1985]. Спутник ISS-b летал в годы высокой солнечной активности (F10.7 ~ 150−220, 1978−1979), имел квазикруговую орбиту с наклонением ~ 70°, покрывающую высоты верхней ионосферы (~ 972−1220 км). Наблюдения на борту спутника проводились в течение 17 месяцев (август 1978 − декабрь 1979) [RRL, 1983; 1985].

Для построения гистограмм использовались наблюдения плазменных областей с пониженной концентрацией He⁺. Согласно работам [Sidorova and Filippov, 2012; Сидорова и Филиппов, 2013], эти области, регистрируемые на высотах верхней ионосферы, можно интерпретировать как плазменные пузыри экваториального происхождения (EPB). Для построения использовались только те EPB (области с обедненной концентрацией He⁺), концентрация которых уменьшалась в полтора раза и более по отношению к фону.

2.1. Вариации Р_ЕРВ в зависимости от местного времени (LT)

Для построения LT-вариаций Р_ЕРВ использовались данные о наблюдениях EPB в интервале 17–08 LT. Случаи ЕРВ рассматривались независимо от уровня геомагнитной активности, т.е. при всех значениях Kp-индекса. Значения Р_ЕРВ рассчитывались как медианные по двум широтным регионам, покрывающим оба полушария. Рассматривалась область экваториальных и низких широт ± 20° (рис. 1а), а также область преимущественно средних широт ± (20°–52°) (рис. 1б), которая в интервале ± (20°–23.3°) пересекала низкие широты. (Точность фиксации орбитальных параметров спутника ISS-b, приведенная в каталогах [RRL, 1983; 1985], невелика, поэтому граница ± 20° – довольно условная. Далее, для облегчения повествования будем называть эту область “среднеширотной”.) Выбор указанных широтных областей связан со следующим.

 

Рис. 1. LT-вариации вероятности наблюдения EPB (Р_EPB).

(а) – Область экватора и низких широт: ± 20°.

(б) – Область средних широт: ± (20°–52°).

 

При подъеме пузыря на высоты верхней ионосферы (ISS-b, ~ 972−1220 км) под влиянием амбиполярной диффузии происходит “растекание” пузыря вдоль магнитных силовых трубок. Как результат, пузырь приобретает бананообразный вид. В таком виде пузырь может регистрироваться не только в экваториальных и низких широтах, но и на средних широтах. По рисунку хорошо видно, что серединная (вершинная) часть поднимающегося пузыря регистрируются над экватором, а его концы регистрируются в низких либо средних широтах. Картина развития структуры пузыря нашла свое подтверждение в исследованиях широтных распределений Р_ЕРВ, проведенных на разных высотах [Сидорова, 2021]. Было выявлено, что с ростом высоты в широтных распределениях Р_ЕРВ помимо центрального (экваториального) максимума вероятности развиваются дополнительные среднеширотные максимумы вероятности. Рост и развитие среднеширотных максимумов объясняется фактом достижения ЕРВ своих потолочных высот. (Пузырь, утративший способность к дальнейшему подъему, испытывает торможение, останавливается на силовой трубке, соответствующей потолочной высоте, и через несколько часов испытывает сжатие (коллапс). Такие пузыри, застывшие у своих потолочных высот, накапливаются, что отражается в появлении среднеширотных максимумов Р_ЕРВ на высотах верхней ионосферы.)

С учетом вышеизложенного, выбор широтных областей исследования ЕРВ был обусловлен широтами развития указанных максимумов, т.е. областями преимущественной регистрации ЕРВ.

2.2. Вариации Р_ЕРВ в зависимости от уровня геомагнитной активности (Kp)

Для построения Кр-вариации Р_ЕРВ использовались данные о наблюдениях EPB в разных интервалах изменения Kp-индекса. Рассматривались 5 интервалов Kp-индекса, отражающих спокойную, умеренно-возмущенную и возмущенную геомагнитную обстановку: (0–1), (1⁺–2), (2⁺–3), (3⁺–4), (4⁺–9). Поскольку сильные и очень сильные геомагнитные возмущения разной интенсивности имели место не очень часто, для улучшения статистической выборки они были объединены в один интервал: Кр-индекс изменялся в пределах от 4⁺ до 9.

Значения Р_ЕРВ рассчитывались как медианные по двум широтным регионам, покрывающим оба полушария. Рассматривалась область экваториальных и низких широт ± 20° (рис. 2), а также область средних широт ± (20°–52°) (рис. 3).

 

Рис. 2. Вариации Р_EPB в зависимости от интервального значения Кр-индекса. Область экватора и низких широт: ± 20°.

(а) – Задержка Кр-индекса на 3 часа.

(б) – Задержка Кр-индекса на 6 часов.

(в) – Задержка Кр-индекса на 9 часов.

 

Рис. 3. Вариации Р_EPB в зависимости от интервального значения Кр-индекса. Область средних широт: ± (20°–52°).

(а) – Задержка Кр-индекса на 3 часа.

(б) – Задержка Кр-индекса на 6 часов.

(в) – Задержка Кр-индекса на 9 часов.

 

Для изучения эффекта задержки влияния Kp-индекса, как индикатора буревой активности, на генерацию ЕРВ рассматривались три случая задержки. В первом случае (рис. 2а, 3а) использовались значения Kp-индекса, взятые за 3 часа до регистрации ЕРВ. Во втором случае (рис. 2б, 3б) – за 6 часов до регистрации ЕРВ. В третьем случае (рис. 2в, 3в), соответственно, за 9 часов до регистрации ЕРВ. Числовые характеристики указанных вариаций отражены в таблицах 1, 2.

 

Таблица 1. Числовые характеристики вариаций Р_EPB в зависимости от интервального значения Кр-индекса. Область экватора и низких широт: ± 20°

Кр интервалы	Задержка Кр-индекса на 3 часа		Задержка Кр-индекса на 6 часов		Задержка Кр-индекса на 9 часов
	Количество ЕРВ и пролетов	РЕРВ1, %	Количество ЕРВ и пролетов	РЕРВ1, %	Количество ЕРВ и пролетов	РЕРВ1, %
0-1	83 (221)	38	84 (218)	39	93 (223)	41
1+-2	83 (234)	35	101 (255)	40	87 (250)	35
2+-3	83 (259)	32	82 (263)	31	85 (254)	33
3+-4	46 (155)	30	43 (172)	25	46 (175)	26
4+-9	35 (114)	31	31 (100)	31	25 (101)	24

Примечание. ¹Значения Р_ЕРВ округлены до целых чисел.

 

Таблица 2. Числовые характеристики вариаций Р_EPB в зависимости от интервального значения Кр-индекса. Область средних широт: ± (20°–52°)

Кр интервалы	Задержка Кр-индекса на 3 часа		Задержка Кр-индекса на 6 часов		Задержка Кр-индекса на 9 часов
	Количество ЕРВ и пролетов	РЕРВ1, %	Количество ЕРВ и пролетов	РЕРВ1, %	Количество ЕРВ и пролетов	РЕРВ1, %
0-1	267 (450)	59	246 (411)	60	251 (444)	56
1+-2	287 (447)	64	317 (517)	61	291 (490)	59
2+-3	317 (555)	57	311 (525)	59	315 (537)	59
3+-4	206 (341)	60	211 (369)	57	214 (361)	59
4+-9	151 (244)	62	136 (217)	63	138 (218)	63

Примечание. ¹Значения Р_ЕРВ округлены до целых чисел.

 

3. СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ

1. Проведем детальный сравнительный анализ LT-вариаций вероятности наблюдения EPB (Р_EPB), выявленных в разных широтных областях (рис. 1а, б).

LT-вариации Р_EPB, полученные на экваторе и в низких широтах ± 20°, имеют максимум вероятности, приходящийся на ~ 20:00–23:00 LT, т.е. на дополуночный сектор. К полуночи значения Р_EPB испытывают падение и остаются приблизительно на одном довольно высоком уровне весь послеполуночный период вплоть ~ 05:00 LT. С другой стороны, у LT-вариаций Р_EPB, полученных на средних широтах ± (20°–52°), максимум приходится на послеполуночный период (~ 02:00–04:00 LT). Значения Р_EPB плавно нарастают после захода Солнца до указанного периода, а затем испытывают резкое падение к часам восхода.

2. Теперь обратимся к Кр-вариациям Р_ЕРВ (рис. 2, 3).

Кр-вариации Р_ЕРВ, полученные в области экватора и низких широт ± 20° (рис. 2), при задержке Kp-индекса на 3 часа показывают слабую обратную зависимость Р_ЕРВ от Kp. При задержке Kp-индекса на 6 часов эта зависимость нарушается. Однако при задержке Kp-индекса на 9 часов она восстанавливается и становится значительной: при росте Kp значения Р_ЕРВ отчетливо убывают.

Кр-вариации Р_ЕРВ, полученные в области средних широт ± (20°–52°) (рис. 3), при задержках Kp-индекса на 3−6 часов четкой зависимости Р_ЕРВ от Kp не имеют. Однако при задержке Kp-индекса на 9 часов значения Р_ЕРВ находятся в прямой зависимости от Kp-индекса: они немного возрастают при росте значений Kp.

Следует указать, что Кр-вариации Р_ЕРВ в экваториально-низкоширотном регионе изменяются в пределах 24–41%, а в среднеширотном – 56–64%. Действительно, как следует из гистограмм и таблиц 1, 2, количество среднеширотных ЕРВ явно превалирует над экваториально-низкоширотными.

4. ОБСУЖДЕНИЕ

1. Как указывалось во Введении, основная цель проводимого исследования является изучение влияния геомагнитной активности на генерацию ЕРВ. Однако, чтобы разобраться в деталях этого влияния, необходимо иметь картину эволюции ЕРВ, например, в широтно-временной развертке. Данные спутника ISS-b позволяли получить эту картину на фиксированных высотах верхней ионосферы. По этим данным в разных широтных областях были получены LT-вариации Р_ЕРВ. Обсудим их.

Было выявлено, что ЕРВ, регистрируемые на экваторе и в низких широтах ± 20°, доминируют (имеют максимум вероятности наблюдений) в дополуночном секторе. С другой стороны, ЕРВ, регистрируемые на средних широтах ± (20°–52°), доминируют в послеполуночном секторе. Резонно задаться вопросом о причинах этого явления.

Ранее (см., например, [Сидорова, 2020]) по ряду спутниковых данных (CHAMP, AE-E, ROCSAT-1, Hinotori, ISS-b) было выявлено, что с ростом высоты наблюдения возникает четкая тенденция сдвига максимума вероятности наблюдения ЕРВ по времени. Так, если на высотах основания F-области максимум приходится на послезаходные часы (~ 20:30−22:00 LT, CHAMP, AE-E, ~ 400 км), то по мере роста высоты наблюдения он смещается к предполуночным (~ 21:00−24:00 LT, ROCSAT-1, ~ 600 км), далее к послеполуночным (~ 01:00−03:00 LT, Hinotori, ~ 650 км) и, наконец, к предрассветным (~ 03:00−04:00 LT, ISS-b, ~ 972−1220 км) часам. Для объяснения этого феномена следует обратиться к рис. 4.

 

Рис. 4. Схематическое изображение эволюции экваториальных плазменных пузырей относительно магнитных силовых трубок, дипольной широты и высоты. Горизонтальными линиями показаны приблизительные высоты пролетов спутников ISS-b (~ 972−1220 км), ROCSAT-1 (~ 600 км), AE-E (~ 350−475 км).

 

Как уже указывалось (см., например, [Сидорова, 2021]), плазменные пузыри по мере своего подъема на бóльшие высоты под влиянием амбиполярной диффузии начинают “растягиваться/растекаться” вдоль магнитных силовых трубок, приобретая бананообразный вид (рис. 4). В начальную фазу своего развития пузыри регистрируются строго в пределах экваториального региона, поскольку испытывают еще крайне незначительное диффузионное “растекание”. Как результат, появление (“приход”) таких ЕРВ регистрируется как четкий максимум вероятности в дополуночном секторе [Stolle et al., 2006]. Далее, по мере подъема пузырей в полную силу вступают процессы диффузионного “растекания” и ЕРВ могут регистрироваться не только в экваториальных, но и в низких широтах. При этом максимум их вероятности постепенно “размывается”: вершина становится более плоской, спуск становится более пологим и длинным [Watanabe and Oya, 1986; Li et al., 2009; Сидорова, 2020]. Именно такой формы нами получены LT-вариации Р_ЕРВ для случаев ЕРВ, выявляемых на экваторе и в низких широтах ± 20° (рис. 1а). Очевидно, что на высотах спутника ISS-b (~ 972−1220 км) в этих широтах фиксируются верхушки пузырей либо части пузырей, наиболее близкие к верхушкам. При этом максимум вероятности “прихода” ЕРВ, по-прежнему сохраняется в дополуночном секторе. Дальнейший подъем пузыря на высоты верхней ионосферы приводит к тому, что его “концы” начинают проецироваться на средние широты. Большая часть пузырей достигает своих потолочных высот, останавливается на них и накапливается. Их накопление отражается в появление предрассветного максимума на гистограмме LT-распределения вероятности наблюдения EPB, рассчитанной по всему широтному диапазону ± 50° [Сидорова, 2020]. И наиболее четко этот предрассветный максимум (~ 04:00–03:00 LT) проявляется в LT-вариациях Р_ЕРВ, рассчитанных конкретно для области средних широт ± (20°–52°) (рис. 1б). Примечательно, что эти вариации идентичны LT-вариациям вероятности наблюдений послеполуночного ESF, полученным в работе Fejer et al. [1999] (рис. 12 указанной работы).

С учетом вышеизложенного, привязка к широтным областям ± 20° и ± (20°–52°) обусловлена не только тем, что они являются областями преимущественной регистрации ЕРВ (как показано ранее в пункте 2.1), но и тем, что там проявляются особенности LT-вариаций Р_ЕРВ.

2. Обратимся теперь к предмету исследования, а именно обсудим вариации Р_ЕРВ, построенные в зависимости от уровня геомагнитной активности (Kp) (рис. 2, 3). Проанализируем эффект задержки влияния Kp-индекса на развитие ЕРВ в разных секторах наблюдений.

а) Рассмотрим ЕРВ, выявленные в области ± 20° (экватор и низкие широты) и доминирующие в дополуночном секторе. Было получено, что их вариации Р_ЕРВ находятся в слабой обратной зависимости от Kp при задержке последнего на 3 часа (рис. 2а). Эта тенденция нарушается при задержке Kp-индекса на 6 часов (рис. 2б) и восстанавливается при задержке Kp-индекса на 9 часов. Причем в последнем случае обратная зависимость становится весьма выраженной (рис. 2в).

Необходимо отметить, что полученные результаты довольно хорошо согласуются с результатами исследований, полученными по данным спутника DE 2 (~ 309–1012 км, 1981–1983) [Palmroth et al., 2000]. Там Kp-вариации Р_ЕРВ, выявленные в дополуночном секторе (19–23 MLT), показывали обратную зависимость от Kp-индекса при задержке последнего на 2 часа. Затем эта зависимость нарушалась и восстанавливалась только при задержке Kp-индекса на 9 часов (см. рис. 7 в работе [Palmroth et al., 2000]).

Аналогичная тенденция наблюдалась в поведении гистограмм Р_ЕРВ, рассчитанных за 3 года наблюдений по данным станций наземного зондирования в экваториальных и низких широтах Юго-Восточной Азии [Li et al., 2009]. Так, на экваторе обратная зависимость возникала при задержке Kp-индекса на 4 часа, а в низких широтах – при задержке Kp-индекса на 8–9 часов (см. рис. 8–9 в работе [Li et al., 2009]).

Таким образом, полученные нами результаты не противоречат ранее известным. Известно, что в дополуночном секторе генерация ЕРВ подавляется из-за развития долгоживущих возмущенных электрических полей западной полярности, развивающихся через несколько часов после буревой активности. Эти возмущенные поля появляются под воздействием ионосферного ветрового динамо или так называемого IDD-эффекта (ionospheric disturbance dynamo, IDD), развивающегося на средних и в низких широтах через несколько часов после начала бури [Scherliess and Fejer, 1997]. Возмущенные электрические поля накладываются на электрические поля регулярного динамо-эффекта, который остается активным даже в периоды геомагнитных возмущений. При этом генерация ЕРВ не прекращается совсем, а лишь подавляется, так как снижаются темпы роста RT-неустойчивости.

Очевидно, что электрические поля быстрого или прямого проникновения (PP) также оказывают свое влияние. Они могут как благоприятствовать генерации ЕРВ, так и подавлять ее. Их влияние развивается мгновенно, правда, действует недолго (~ 1−2 ч), поэтому в эффекте, связанном с задержкой влияния Kp-индекса, они практически не сказываются.

Согласно нашим результатам, IDD-эффект начинает проявляться при задержке Kp-индекса уже на 3 часа, что хорошо согласуется с указанием Fejer and Scherliess [1995]. Далее влияние IDD нарушается. Однако восстанавливается при задержке Kp-индекса на 9 часов, что опять же согласуется с выводами Blanc and Richmond [1980].

б) Рассмотрим ЕРВ, полученные в области средних широт ± (20°–52°) и доминирующие в послеполуночном (утреннем) секторе. Хорошо видно, что их вариации Р_ЕРВ не имеют явной зависимости от Kp-индекса при задержке последнего на 3–6 часов. Однако при задержке Kp-индекса на 9 часов значения Р_ЕРВ находятся в прямой зависимости от Kp: при росте Kp значения Р_ЕРВ показывают небольшой рост (рис. 3в).

Как указывалось ранее, аналогичный результат был получен по данным спутника DE 2 [Palmroth et al., 2000]. Для утренних случаев ЕРВ (23–06 MLT) была выявлена прямая корреляция значений Р_ЕРВ и Kp-индекса (рис. 10 в работе [Palmroth et al., 2000]). Причем лучшая корреляция имела место с задержкой Kp-индекса на 2–4 часа и 9 часов. Полученные нами и Palmroth et al. [2000] результаты перекликаются только при задержке Kp-индекса на 9 часов. По всей видимости, особенности орбитальных параметров спутников ISS-b (~ 972−1220 км, 1978–1979) и DE 2 (~ 309–1012 км, 1981–1983), их приборная разница, а также разница в уровне солнечной активности и длительности наблюдений вносят свои коррективы в сравниваемые результаты.

Какие же электродинамические процессы ответственны за отклик вероятности наблюдений послеполуночных ЕРВ на развитие геомагнитных возмущений?

Известно, что электрические поля IDD в послеполуночный период меняют свою полярность с западной на восточную. В этом случае наиболее благоприятные условия для образования ЕРВ (ESF) возникают после значительного и внезапного уменьшения конвекции в высоких широтах, когда поля быстрого проникновения (PP) и возмущенные электрические поля IDD приводят к развитию значительного ночного восходящего плазменного дрейфа с наибольшей амплитудой в ~ 04:00 LT [Fejer et al., 1999]. (Следует упомянуть, что эти выводы сделаны при анализе данных радарного наблюдения, полученных в обс. Джикамарка за период с 1968 по1992 г.) Значительный восходящий плазменный дрейф, возникающий в послеполуночный период как отклик на влияние IDD и PP полей, является возмущенным (наведенным) дрейфом в противовес регулярному для этого времени нисходящему дрейфу. Возмущенный дрейф поднимает F-область на бóльшие высоты, где частота ион-нейтральных соударений падает, а темпы роста RT-неустойчивости растут, что ведет к генерации ЕРВ. Этот возмущенный дрейф может легко преодолеть небольшие нисходящие регулярные дрейфы спокойного периода.

Правда, внезапное усиление конвекции приводит к развитию электрических полей (PP) западного направления, что увеличивает скорость нисходящего дрейфа, уменьшает высоту F-области и препятствует образованию неоднородностей. Очевидно, что при рассмотрении Kp-индекса с небольшой задержкой (например, в 3 часа) процессы, ведущие к появлению дрейфа разной направленности, еще заметны и сказываются в резком росте либо падении значений Р_ЕРВ при близких значениях Кр. В целом же, общей тенденции зависимости Р_ЕРВ от Kp-индекса еще не прослеживается. Однако, при задержке Kp-индекса на 9 часов, когда после нескольких часов повышенной геомагнитной активности полноценно “включается” механизм IDD, то при росте геомагнитной активности виден небольшой рост значений Р_ЕРВ. Почему небольшой?

Согласно [Fejer et al., 1999], связь послеполуночных ЕРВ (ESF) с аномальным реверсом регулярного (обычного) нисходящего дрейфа на восходящий может зависеть от солнечного цикла. Возмущенный дрейф может легко преодолеть небольшие нисходящие дрейфы спокойного периода в эпоху солнечного минимума. Однако в условиях более интенсивной солнечной активности для формирования послеполуночных ЕРВ (ESF) требуется более значительный возмущенный дрейф, поскольку в солнечный максимум значительно увеличивается скорость нисходящего дрейфа. Наши результаты, полученные по данным спутника ISS-b (1978−79) в годы повышенной солнечной активности (F10.7~ 150−220), являются тому подтверждением: послеполуночный рост Р_ЕРВ оказывается небольшим.

в) Как было выявлено (табл. 1 и 2; рис. 2 и 3), ЕРВ чаще регистрируются на средних широтах, чем на экваторе и в низких широтах. Чем можно объяснить эту разницу?

Если кратко, то это зависит от соотношения фоновой концентрации He⁺ и величины истощения плазменного пузыря в концентрации He⁺. (Напомним, что ЕРВ по данным спутника ISS-b определялись как плазменные области с обедненной концентрацией в ионах гелия He⁺, т.е. выявлялись по флуктуации одной ионной составляющей (см., например, [Сидорова, 2021]).) Рассмотрим это более подробно.

Как известно ЕРВ формируются на высотах основания F-области. А хорошо известно, что на этих высотах ионы гелия присутствуют в очень малом количестве. Например, согласно радарным измерениям на ст. Аресибо [Wilford et al., 2003] в период высокой солнечной активности (октябрь, 2001 г.) абсолютная концентрация Не⁺ на этих высотах составляла ~ 3·10³ см^-3. Очевидно, что мере подъеме до высот верхней ионосферы (ISS-b, ~ 972−1220 км) пузырь постепенно “проявляется” (становится “виден”) как структура, сильно обедненная в ионах He⁺. Он становится “виден” поскольку окружающая фоновая концентрация He⁺ на этих высотах существенно возрастает и достигает своих максимальных значений (может быть даже доминантой [Heelis et al., 1990]), что дает хороший контраст с мизерной концентрацией He⁺ внутри плазменного пузыря.

Однако, не на всех широтах, над которыми всплывает и “растягивается” пузырь, он будет одинаково хорошо заметен. Это зависит от широтного профиля фоновой концентрации He⁺. Поведение широтного профиля как раз и будет определять широтные области с разной степенью “видимости” плазменного пузыря.

В ночные часы на высотах верхней ионосферы в фоновой концентрации He⁺ развивается экваториальный провал, во впадине и на гребнях которого могут регистрироваться ЕРВ. Непосредственно сама впадина экваториального провала приходится на широты ~ (± 20°), а гребни провала могут достигать ± 30°–40° (см., например, [Taylor, 1971]). Наиболее хорошо ЕРВ видны на гребнях провала: вершине гребня, внутреннем и внешнем его склонах. Пузыри видны очень хорошо, поскольку наиболее хорошо контрастируют с повышенной здесь фоновой концентрацией He⁺. Несколько труднее ЕРВ могут регистрироваться во впадине провала, поскольку фоновая концентрация He⁺ во впадине значительно ниже и хуже контрастирует с концентрацией He⁺ внутри пузыря. Этим и объясняется значительная разница в вероятности наблюдения ЕРВ на разных широтах. В области впадины экваториального провала фоновой концентрации He⁺, т.е. на широтах ~ (± 20°), вероятность наблюдать ЕРВ понижена, а на широтах гребней со склонами, т.е. на средних широтах ± (20°–52°), ЕРВ обнаруживаются намного чаще.

Итак, получена четкая картинка проявления ЕРВ на средних широтах, т.е. тех ЕВР, которые доминируют в послеполуночном секторе. Это позволяет уверенно заключить, что получено подтверждение идеи о влиянии на генерацию послеполуночных ЕРВ механизма IDD, который “включается” после нескольких часов повышенной геомагнитной активности и благоприятствует генерации. Однако, согласно исследованию, это влияние невелико в годы повышенной солнечной активности, что согласуется с указаниями [Fejer et al., 1999].

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Неоднократно делались попытки исследовать влияние геомагнитной активности на генерацию экваториальных плазменных пузырей. На сегодняшний день хорошо известно, что геомагнитная активность стремится подавить генерацию и развитие ЕРВ в дополуночном секторе. Что касается послеполуночного сектора, то полагают [Bowman, 1978; Burke, 1979; Singh et al., 1997], что вероятность наблюдать ЕРВ после полуночи будет расти по мере роста геомагнитной активности. Правда, есть указания [Fejer et al., 1999], что темпы ее роста будут зависеть от уровня солнечной активности. В минимуме солнечной активности они будут наиболее значительными. Для подтверждения этих идей требуется достаточное количество наблюдательных данных. Для этой цели наилучшим образом подходят наблюдения ЕРВ, полученные в дополуночном и послеполуночном секторах на борту спутника ISS-b (~ 972−1220 км, август 1978–декабрь 1979). Данные рассматривались в двух широтных регионах: экваториально-низкоширотном ± 20° и среднеширотном ± (20°–52°). Для обеих групп были рассчитаны LT- и Kp-вариации вероятности наблюдения ЕРВ. Проведенный анализ позволяет сделать следующие выводы.

ЕРВ, регистрируемые в низких и экваториальных широтах, имеют максимум вероятности наблюдения в дополуночном секторе. Вероятность их наблюдения убывает по мере роста Kp-индекса, взятого за 3 и 9 часов до регистрации ЕРВ.

ЕРВ, регистрируемые на средних широтах, имеют максимум вероятности наблюдения в послеполуночном секторе. Вероятность их наблюдать немного возрастает по мере роста Kp-индекса, взятого за 9 часов до регистрации ЕРВ.

Sobre autores

L. Sidorova

Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation of the Russian Academy of Sciences

Autor responsável pela correspondência
Email: lsid@izmiran.ru
Rússia, Troitsk

Bibliografia

Arquivos suplementares