Среднеширотные сияния в Восточной Сибири в 1991-2012 гг

Среднеширотные сияния (CC) являются относительно редким геофизическим явлением. По данным работы [Краковецкий и др., 1989], вероятность наблюдения СС и низкоширотных сияний (НС) в Северном полушарии для географических широт 55–60° N составляет 5 случаев в год; в интервале 50–55° N – 1; 40–50° N – 0.1; в приэкваториальной зоне – 0.01. Авторы работы [Hiroshi et al., 1989], наблюдавшие НС на о. Хоккайдо (44° N) в 1989 г., утверждают, что на таких низких широтах сияния появляются раз в двадцать лет.

В настоящее время в литературе отсутствует общепринятое понятие СС. В литературе ряд авторов использует понятие «низкоширотная аврора», с которым связывают авроральные эмиссии, наблюдаемые во время геомагнитных бурь (МБ) на геомагнитных широтах ≤50°. В то же время другие авторы применяют термин «среднеширотная аврора», используя в качестве отличительных признаков наличие в спектре эмиссии N 2⁺ и высокое отношение интенсивностей эмиссии [OI] 630.0 и 557.7 нм [Ras-soul et al., 1993]. Следует отметить, что этот вопрос, возникший еще при попытке разделения собственного свечения атмосферы и обычных полярных сияний, имеет давнюю историю [Чемберлен, 1963].

При рассмотрении СС и НС указывается на несколько механизмов возбуждения эмиссий во время МБ. Среди этих механизмов можно отметить высыпания тяжелых частиц (ионов и нейтральных атомов) из кольцевого тока, столкновения с потоками низкоэнергичных электронов и другие [Cole, 1970; Фишкова, Марцваладзе, 1985; Tinsley et al., 1986; Rassoul et al., 1993]. Это позволило авторам работы [Rassoul et al., 1993] выделить несколько типов СС и НС. Высыпающиеся из кольцевого тока тяжелые частицы с энергиями 1–100 кэВ при перезарядке вызывают НС и СС на геомагнитных широтах ≤40º (нейтралы) и ≥40º (ионы). Потоки электронов с энергиями ≤10 эВ вызывают явление SAR-дуг, а электроны с энергиями ~10–1000 эВ приводят к СС d-типа с доминирующей эмиссией 630 нм. Для этих двух типов СС область локализации источников электронов связывают с областью плазмопаузы. При этом особо следует отметить, что сияния d-типа наблюдаются в главные фазы, а SAR-дуги – преимущественно на фазах восстановления МБ [Shiokawa et al., 2005]. Однако в ряде работ указывается, что SAR-дуги могут формироваться также и во время главной фазы МБ [Иевенко, Алексеев, 2004; Ievenko et al., 2008; Ievenko et al., 2009]. Во время фаз восстановления также возможны возмущения эмиссий 557.7 и 630 нм, обусловленные вертикальными движениями F2-слоя [Barbier, 1959; Леонович и др., 2011].

Указанные выше обстоятельства, связанные, в частности, с относительно малой статистикой инструментальных наблюдений СС в различных долготных зонах, отсутствием детальных исследований по долготным и UT-зависимостям, которые отмечаются для многих авроральных явлений, сезонным и суточным вариациям характеристик СС, вероятно, и не позволяют дать в настоящее время достаточно полного представления о физике и морфологии СС.

В настоящей работе рассматриваются некоторые вопросы морфологии СС по результатам оптических наблюдений на юге Восточной Сибири.

Аппаратура и методика наблюдений

В работе использованы данные наблюдений эмиссий атомарного кислорода 557.7 и 630.0 нм, полученные в Геофизической обсерватории (ГФО) ИСЗФ СО РАН (52° N, 103° E) при помощи зенитных фотометров (1989–1993 и 1997–2010 гг.) и спектрометра (2011–2012 гг.) с низким спектральным разрешением на базе спектрографа ИСП-51 и цветной ПЗС-матрицы SONY ICX285AQ (камера Видеоскан-285, разработка НПО «Видеоскан», . Эмиссионные линии в зенитных фотометрах выделялись при помощи интерференционных качающихся светофильтров (АХ1/2-1-2 нм). Угловое поле зрения каналов фотометра составляло ~4-5°. Абсолютная калибровка измерительных трактов аппаратуры осуществлялась в отдельные периоды по эталонным звездам и впоследствии контролировалась с помощью калибраторов – стабилизированных источников света. Характеристики спектрометра представлены на Наблюдения до 2012 г. проводились в ночное время в течение 1–2 недель близко к новолунию, а с апреля 2012 г. – каждую ночь. Общее количество ночей наблюдений за указанный период составило более 1800. Для анализа отбирались в основном ясные и относительно ясные ночи. Для отдельных событий, как, например, для супербури 29–31 октября 2003 г. использовались наблюдения в облачный период с учетом возможной поправки на облачность [Михалев и др., 2004].

Результаты наблюдений и обсуждение

Известно, что СС возникают во время больших планетарных МБ. В литературе существуют различные классификации МБ, в частности, по Kр-индексу (см., например, классификацию NOAA, и Dst-индексам. Согласно классификации NOAA, к МБ относят возмущения с Kр≥5. В работе [Gonzalez et al., 1999] по величине Dst-индекса бури подразделяют на умеренные (–100

В таблицах 1–3 приведены характеристики анализируемых МБ: максимальное за бурю значение K_{р мах}, минимальное за бурю значение D_{st min}, минимальное за ночь наблюдения значение Dst min или изменение ∆Dst для начальных фаз бурь, наблюдаемые возмущения интенсивности эмиссии 630 нм (∆I630) и время регистрации максимального возмущения I630.

На рис. 1 приведены примеры возмущений I630 на различных фазах МБ.

Приведенные на рис. 1 значения ∆I₆₃₀ в различные фазы МБ отражают их типичное соотношение. Наибольшие значения ∆I₆₃₀ отмечаются в главные фазы МБ (сотни рэлей – единицы килорэлей), наименьшие – в начальные фазы МБ (десятки рэлей).

Суточное распределение вероятности регистрации СС и возмущений эмиссии 630 нм в периоды МБ. Факт существования суточных изменений вероятности появления различных форм обычных полярных сияний (ПС) известен давно (см., например, [Надубович, 1992]). При этом изменения частоты появления ПС на протяжении ночи на различных

Таблица 1

Характеристики магнитных бурь и наблюдаемые возмущения эмиссии 630 нм в периоды начальных фаз магнитных бурь

№	Дата	Kр мах	Dst min, нТл	∆ Dst, нТл	∆I630, Рл	UT
1	2000.04.06	9–	–288	19	~75	~17
2	2001.10.21	8–	–184	11	~25	~20
3	2006.12.14	8+	–162	38	~43	~22
4	2005.01.21	80	–97	45	~175	~19.5
5	1999.12.12	6–	–85	8	~7	~16
6	2000.01.11	5+	–81	11	~7	~15
7	2000.11.26	6+	–80	35	~30	~18
8	2000.12.22	6–	–62	15	~10	~20.5
9	2000.01.27	50	–41	50	~100	~20

Таблица 2

Характеристики магнитных бурь и наблюдаемые возмущения эмиссии 630 нм в периоды главных фаз магнитных бурь

№	Дата	Kр мах за бурю	Dst min за бурю, нТл	Dst min за ночь, нТл	∆I630, кРл	Время регистрации, (UT)
1	1991.03.24	9–	–288	–281	~2.6	~20.5
2	1999.01.13	70	–112	–112	~0.04	~18
3	1999.11.07	50	–73	–67	~0.05	~18
4	2000.04.06	8+	–288	–287	~2.8	~19.5
5	2000.06.08	70	–90	–90	~0.1	~18
6	2000.10.04	7+	–182	–143	~0.12	~17.5
7	2000.11.06	70	–159	–159	~0.11	~18.5
8	2001.03.20	7+	–149	–149	~0.05	~15.5
9	2001.10.21	8–	–187	–187	~0.5	~20
10	2002.04.17	7+	–124	–98	~0.075	~19.5
11	2003.10.29	90	–383	–350	~5	~22.5
12	2003.11.20	9–	–422	–422	~19.4	~20
13	2004.01.22	70	–130	–130	~0.07	~14.5
14	2005.01.21	80	–89	–97	~0.2	~18.5
15	2005.05.08	8+	–110	–110	~0.1	~17
16	2011.09.26	6+	–101	–100	~0.4	~17
17	2012.04.23	7–	–104	–85	~0.06	~19.5
18	2012.09.30	7–	–133	–37	~0.02	~16.5
19	2012.10.08	7–	–106	–106	~0.05	~17.5

Таблица 3

Характеристики магнитных бурь и наблюдаемые возмущения эмиссии 630 нм в периоды восстановительных фаз магнитных бурь

№ бури/дня Дата Kр мах за бурю Dst min за бурю, нТл Dst min за ночь, нТл ∆I630, кРл Время регистрации, UT 1/1 1991.03.25 9– –288 –167 ~0.38 ~14.5 2/2 1999.01.14 1999.01.15 70 –112 –67 ~0.02 ~14 2/3 –40 ~0.02 ~16 3/4 1999.11.08 1999.11.09 50 –73 –73 ~0.04 ~18 3/5 –55 ~0.03 ~16 4/6 2000.02.12 –133 –110 ~0.1 ~16 5/7 2000.04.07 2000.04.08 2000.04.09 8+ –288 –158 ~0.2 ~15 5/8 –74 ~0.025 ~17.5 5/9 –41 ~0.03 ~19 6/10 2000.06.09 70 –90 –32 ~0.02 ~16.5 7/11 2000.08.12 8– –235 –178 ~0.15 ~16 8/12 2000.11.07 7+ –152 –90 ~0.1 ~13 9/13 2001.03.31 2001.04.01 9– –387 –284 ~3.1 ~16 9/14 –134 ~0.2 ~13.5 10/15 2001.04.18 7+ –114 –73 ~0.06 ~16 11/16 2001.04.22 6+ –102 –102 ~0.2 ~18 12/17 2001.10.22 7+ –187 –159 ~0.5 ~16 13/18 2002.04.18 2002.04.19 2002.04.20 7+ –149 –116 ~0.07 ~15.5 13/19 –126 ~0.1 ~15.5 13/20 –107 ~0.15 ~15 14/21 2003.10.31 90 –383 –88 ~0.15 ~12.5 15/22 2003.11.21 9– –422 –117 ~0.075 ~13 16/23 2004.01.22 70 –130 –130 ~0.07 ~14 17/24 2004.11.10 9– –374 –234 ~0.25 ~14.5 18/25 2005.01.22 80 –97 –74 ~0.15 ~14.5 19/26 2005.05.09 8+ –110 –44 ~0.025 ~17.5 20/27 2005.05.16 8+ –247 –85 ~0.08 ~17 21/28 2005.06.13 60 –106 –106 ~0.02 ~16 22/29 2006.12.15 8+ –162 –98 ~0.1 ~14.5 23/30 2011.09.27 6+ –101 –47 ~0.03 ~14 24/31 2012.03.09 8+ –143 –129 ~0.3 ~14 25/32 2012.04.24 7– –104 –56 ~0.025 ~16.5 26/33 2012.07.15 70 –133 –133 ~0.25 ~18 27/34 2012.10.01 7– –133 –63 ~0.05 ~14 28/35 2012.10.09 6+ –104 –62 ~0.04 ~14.5 станциях существенно различаются не только по амплитуде, но и по характеру. Среди основных причин,

1            1 I 1 I 1                          1 I

14        16        18        20        22

Время (UT)

Рис. 1. Вариации интенсивностей эмиссии 630 нм в главную (а) и начальную (б) фазы магнитной бури 21 октября 2001 г. и в фазу восстановления магнитной бури 6–7 апреля 2000 г. (в). Вертикальными штриховыми линями указаны моменты внезапного начала магнитной бури.

обусловливающих суточный ход регистрации ПС, указывают динамику аврорального овала относительно станции наблюдения. В работах [Михалев, 2001; Михалев и др., 2005] для СС, наблюдаемых в ГФО во время больших МБ, также указывается на существование зависимости вероятности регистрации СС в течение ночи. Интерпретация суточной зависимости вероятности регистрации СС в доминирующей эмиссии 630 нм в работах [Михалев, 2001; Михалев и др., 2005] связывается с существованием UT-зависимости D_st-индекса, с которым отмечается хорошая корреляция этой эмиссии. На рис. 2 для МБ, указанных в табл. 1–3, приведены суточные (ночные) распределения регистрации максимальных возмущений I₆₃₀. Местная полночь соответствует времени 17 UT. Видно, что возмущения I₆₃₀ в главные и начальные фазы МБ регистрируются преимущественно во вторую половину ночи, в то время как в фазы восстановления – в вечерние часы до полуночи.

Зависимость от уровня геомагнитной активности Определенный интерес представляет зависимость I630 от уровня МБ – этот вопрос неоднократно исследовался в ряде работ. Одной из целей таких исследований является установление механизмов, приводящих к усилению I630, особенно во время больших МБ. Было показано, что одним из геомагнитных индексов, с которым отмечается наиболее тесная корреляция I630, является Dst-индекс [Трутце, 1973; Rassoul et al., 1992; Лобзин, Павлов, 1998; Михалев и др., 2004]. Однако в большинстве работ такие исследования относятся либо к определенным типам СС [Лобзин, Павлов, 1998], которые, как правило, связаны с различными фазами МБ, либо в них не проводилось разделение по фазам МБ [Трутце, 1973; Михалев и др., 2004; Shiokawa et al.,2005], либо рассматриваются отдельные МБ [Rassoul et al., 1992].

На рис. 3 приведены зависимости возмущений ∆I630 от уровня геомагнитной возмущенности по D_st-индексу в различные фазы МБ.

Уравнения регрессии для возмущений I630 имеют следующий вид. Для начальной фазы ln(∆I₆₃₀)= =0.058D_st–5.01, при коэффициенте детерминации R=0.65; для главной фазы ln(∆I630)= –0.0176Dst–4.41, при коэффициенте детерминации R=0.89; для фазы восстановления ln(∆I₆₃₀)=–0.0174D_st–4.22 при коэффициенте детерминации R=0.76.

Рис. 2. Суточные (ночные) распределения регистрации максимальных возмущений интенсивности эмиссии 630 нм.

Рис. 3. Зависимости возмущений интенсивности среднеширотной эмиссии 630 нм от уровня геомагнитной воз-мущенности по D_st-индексу. Темные кружки – главные фазы МБ, светлые – фазы восстановления МБ, темные треугольники – начальные фазы МБ.

Считают, что D_st-вариация обусловлена тремя источниками – изменениями кольцевого тока, токов на магнитопаузе и в хвосте магнитосферы [Maltsev, 2004]. Наибольший интерес с точки зрения механизмов наблюдаемых СС представляет зависимость возмущения I₆₃₀ от D_st в главную фазу и фазу восстановления МБ. В настоящее время доминирует убеждение, что в главную фазу МБ наблюдаются так называемые красные СС [Шуйская, 1970], которые ряд авторов относят к среднеширотным сияниям d-типа с доминирующей эмиссией 630 нм [Rassoul et al., 1993; Shiokawa et al., 2005]. В то же время SAR-дуги обычно связывают с фазой восстановления МБ [Лобзин, Павлов, 1998; Shiokawa et al., 2005]. В этой связи представляет интерес тот факт, что полученные выше коэффициенты в уравнениях регрессии, связывающие возмущение I₆₃₀ с D_st, на главной фазе и фазе восстановления МБ имеют близкие значения. Этот результат является несколько неожиданным, так как СС d-типа и SAR-дуги, несмотря на указываемую в отдельных работах схожесть этих явлений, по некоторым характеристикам обладают и различиями, в частности, предполагаемой энергией электронов, вызывающих возбуждение I₆₃₀ [Rassoul et al., 1993]. Вероятно, этот результат может быть объяснен тем, что большинство событий возмущений I₆₃₀ на фазе восстановления МБ, рассмотренных в настоящей работе, не относятся к явлению SAR-дуг. К настоящему времени только три события из рассмотренных в табл. 2 были отнесены к явлению SAR-дуг: 25 марта 1991, 7 апреля 2000 г. и 31 марта 2001 г. [Михалев и др., 2005]. Исключение этих событий, как и событий с Dst>–200 нТл, существенно не меняет линию регрессии I630(Dst) на фазе восстановления МБ ln(ΔI630)=–0.0194Dst–4.383. Это может указывать на подобие механизмов возмущения I₆₃₀ в эту фазу МБ и/или на одну и ту же токовую систему, в которой локализован источник возмущений, независимо от того, является это событие явлением SAR-дуги или нет. Если связывать с главной фазой МБ СС d-типа, а с фазой восстановления – SAR-дуги, то это также может указывать на подобие механизмов возмущений I630 в СС этих типов в определенных геофизических условиях. Следует отметить, что о подобии или даже тождественности СС этих типов указывается в некоторых работах [Трутце, 1973; Хорошева, 1987], а в работах [Rassoul et al., 1993; Зверев и др., 2012] отмечается, что в настоящее время не существует общепринятого определения SAR-дуг.

Полученная зависимость I₆₃₀(D_st) может также быть использована для корректировки максимальных возможных значений I630 во время МБ (табл. 1–3), так как в некоторых случаях оптические наблюдения прерывались из-за рассвета или по другим причинам.

Связь с вариациями ионосферных параметров

Связь вариаций интенсивности некоторых среднеширотных эмиссий с ионосферными параметрами была установлена уже достаточно давно (см., например, [Barbier, 1959]). В частности, было выявлено, что вариации I630 достаточно хорошо коррелируют с вариациями параметров F2-области: высотой hmF2 и критической частотой fоF2. Это относится к условиям слабых и умеренных геомагнитных возмущений [Фишкова, 1983], когда основным механизмом формирования I630 и ее вариаций является реакция диссоциативной рекомбинации. По данным наблюдений в ГФО этот тип вариаций I630 во время геомагнитных возмущений регистрировался неоднократно. В частности, в работах [Леонович и др., 2011; Leonovich et al., 2012] отмечались события квази-синхронных увеличений I630 и I557.7 при снижении высоты hmF2.

В то же время в периоды больших МБ, когда к основному механизму возбуждения I₆₃₀ добавляется возбуждение за счет высыпания частиц, связь с ионосферными параметрами носит иной характер (см., например, результаты регистрации СС в ГФО во время МБ 6 апреля 2000 г. [Афраймович и др., 2002]).

Эмиссия 557.7 нм в средних широтах во время МБ

В отличие от обычных дискретных ПС эмиссия атомарного кислорода [OI] 557.7 нм не является доминирующей эмиссией в СС [Rassoul et al., 1993]. Между тем, в ряде работ приводятся результаты наблюдения возмущений этой эмиссии во время МБ и обсуждаются возможные механизмы ее возмущений (см., например, [Shiokawa et al., 2005]). По данным наблюдений в ГФО возмущение I_557.7 неоднократно отмечалось во время больших МБ как на главной фазе [Михалев, 2001; Михалев и др., 2004], так и на фазе восстановления [Дегтярев и др., 2003]. Наиболее интенсивные возмущения I557.7 отмечались во время больших МБ 31 марта 2001 г., 30 октября и 20 ноября 2003 г., когда интенсивности в отдельные интервалы времени превышали значение 1000 Рл. На рис. 4 приведены вариации I557.7 и I630 на фазе восстановления большой МБ 31 марта 2001 г. (Kр max=9–, Dst min=–387 нТл).

Резкие усиления I_557.7 около 15:30, 17:40 и 19:10 UT 31 марта 2001 г. на широте ГФО могли быть обусловлены увеличением потока высыпающих энергичных частиц из развитого кольцевого тока во время суббурь [Горелый и др., 2002].

Great aurora и субвизуальные среднеширотные сияния

Связь I630(Dst) во время МБ позволяет сделать один вывод относительно СС 20 ноября 2003 г., характеристики которого приводятся в табл. 2. Минимальное значение D_{st min}=–465 нТл, отмечаемое во время СС 20 ноября 2003 г., может быть отнесено к экстремальным значениям за весь период инструментальных наблюдений. В период 1957–2012 гг. только одна МБ 13–14 марта 1989 г. имела меньшие значения D_st. Геомагнитная буря 11 февраля 1958 г., которая сопровождалась знаменитым планетарным СС, имела Dst min=–426 нТл. Зарегистрированные максимальные I630 во время СС 20 ноября 2003 г. имеют наибольшие значения за весь период проведения оптических наблюдений в ГФО ИСЗФ СО РАН (1989–1993 и 1997–2012 гг.). Это относится и к возмущению I_557.7, зарегистрированному во время СС 20 ноября 2003 г. В связи с этим, вероятно, это СС может также дополнить список наиболее знаменитых сияний (Great Aurora), обсуждение которых приводится в ряде работ [Vallance, 1992].

Рис. 4. Вариации интенсивности эмиссий 557.7 и 630 нм во время большой МБ 31 марта 2001 г.

Если при больших МБ вопрос отнесения возмущений среднеширотного свечения атмосферы к СС не вызывает больших трудностей, то минимальный уровень возмущений атмосферных эмиссий, начиная с которых можно относить их к явлению СС, является дискуссионным. Так, для обычных ПС самое слабое сияние, которое еще можно отличить от фона, в 3–4 раза интенсивнее, чем обычное свечение ночного неба [Чемберлен, 1963]. Учитывая, что I₆₃₀ в средних широтах в невозмущенные периоды к полуночи имеет типичные значения ~30–50 Рл [Фишкова, 1983], то по аналогии с обычными ПС можно установить минимальное увеличение I630~100 Рл, связанное с геомагнитными возмущениями, когда это явление может быть отнесено к СС. При этом должно быть соблюдено условие, что это возмущение обусловлено рассмотренными выше механизмами, характерными для среднеширотных сияний. Авторы некоторых работ уже относят к СС события с низкими I630. Так, в работе [Rassoul et al., 1993], в которой предлагается классификация наблюдаемых типов НС, минимальное значение основной доминирующей эмиссии [OI] 630.0 нм для одного из типов сияний составляет <100 Рл. В работе [Shiokawa et al., 2005] для I₆₃₀ НС приводятся также значения ~ 100 Рл и даже 25 Рл.

Интересно отметить, что цветовая чувствительность человеческого глаза вблизи длины волны 630 нм составляет величину ~10 кРл [Мизун, 1983]. В то же время пороговая чувствительность глаза без выделения цветов существенно ниже. Автор настоящей работы визуально боковым зрением уверенно отмечал необычно светлое белесое небо с отдельными пятнами во время МБ 24 марта 1994 г, указанной в табл. 2, с I₆₃₀~2.6 кРл. В этом случае СС I₆₃₀ ниже определенного уровня являются невидимыми для человеческого глаза. Тогда по аналогии, например, с работой [Воробьев и др., 2008], в которой рассматриваются субвизуальные ночные сияния в высоких широтах, можно ввести понятие «субвизульное среднеширотное сияние». Это позволило бы провести градацию СС по величине их оптических проявлений.

Такая градация, как и установление возможного порога и условий визуальной регистрации СС, могут быть очень важными для решения ряда задач, например, при анализе палеоархивных данных СС в «доин- струментальную эпоху» [Краковецкий и др., 1989]. Например, зная соотношение между субвизуальными СС и визуальными сияниями, можно проводить оценку общего количества магнитных бурь в прошлом.

В частности, для субвизуальных СС предлагается установить уровень возмущений I630 в диапазоне 0.1–1 кРл. Такие СС доступны для регистрации и исследований только инструментальными методами. Современные приемники оптического излучения на основе цветных ПЗС-матриц позволяют уверенно регистрировать качественные цветные изображения СС в указанном диапазоне I₆₃₀, что было подтверждено в ГФО во время регистрации СС 26 сентября 2011 г. с I630 ~0.4 кРл. В спектре этой группы СС основной эмиссией, доступной для исследования и анализа, вероятно, в настоящее время является I630. Среднеширотные сияния с I₆₃₀ в диапазоне ≥1–10 кРл могут быть отнесены к обычным СС, включая СС во время очень больших МБ типа Great aurora, которые могут регистрироваться и визуально. В спектре этой группы СС возможны появление и инструментальная регистрация и других доминирующих атмосферных эмиссий.

В связи с отсутствием информации о пространственном распределении I₆₃₀ в обсуждаемых наблюдениях, вероятно, некоторые описанные в настоящей работе события субвизуального свечения в эмиссии 630 нм можно отнести как к СС, так и к явлениям SAR-дуг.

Следует отметить, что включение в рассмотрение СС с низкими (невидимыми) уровнями свечения, наблюдаемых в Японии в 1999–2004 гг., позволило авторам работы [Shiokawa ey al., 2005] сделать вывод, что СС отмечаются в Японии гораздо чаще, чем считалось ранее [Hiroshi et al., 1989]. Так, для указанного периода, соответствующего уровню высокой солнечной активности, было зарегистрировано 20 событий СС, что дает вероятность регистрации CC для Японии более трех событий в год.

Если воспользоваться предложенной градацией, то все рассмотренные в настоящей работе СС оказываются распределенными по группам между субвизуальными среднеширотными сияниями и обычными СС в отношении 31:5. А вероятность регистрации CC для региона юга Восточной Сибири с учетом используемых данных может составить величину ~1.7 событий в год (реально это значение должно быть больше, так как оптические наблюдения до 2012 г. проводились в течение 1–2 недель каждого месяца в периоды новолуний).

Выводы

• 1.    По данным многолетних наблюдений для среднеширотной станции ГФО ИСЗФ СО РАН Азиатского региона получены зависимости I₆₃₀(D_st) для различных фаз МБ. Показано, что коэффициенты в уравнениях регрессии, связывающие возмущение I₆₃₀ с D_st-индексом, на главных фазах и фазах восстановления МБ имеют близкие значения. Это может указывать на подобие механизмов возмущения I630 в эти фазы МБ и/или на одну и ту же токовую систему, в которой локализован источник возмущений.

• 2.    Получено суточное распределение вероятности регистрации СС и возмущений I₆₃₀ в периоды МБ.

• 3.    Зарегистрированное в ГФО ИСЗФ СС 20 ноября 2003 г. может дополнить список наиболее знаменитых сияний (Great Aurora), обсуждение которых проводится в ряде работ.

• 4.    Предложено выделить СС с низким уровнем I630(Dst) в группу субвизуальных СС, что может быть полезным для решения ряда задач и классификации СС.

Возмущения I₆₃₀ в главную и начальную фазы МБ регистрируются преимущественно во вторую половину ночи, в то время как в фазы восстановления – в вечерние часы до полуночи.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ № 12-05-00024-а и гранта президента РФ государственной поддержки ведущих научных школ № НШ-2942. 2014.5.