Вклад глобальных колебаний Рс5 в магнитную возмущенность во время геомагнитных бурь

Возросший в последние годы интерес к изучению ультранизкочастотных (ULF – единицы миллигерц) МГД-колебаний магнитосферы, проявляющихся в магнитных наблюдениях в виде геомагнитных пульсаций Рс5, объясняется их непосредственным участием в процессах, определяющих состояние космической погоды. Действительно, с одной стороны, имеется уже много и теоретических, и экспериментальных доказательств [1–3] того, что колебания Рс5 играют решающую роль в ускорении электронов радиационных поясов до релятивистских энергий, создавая, таким образом, крайне неблагоприятные условия для работы космических систем, особенно для аппаратов, находящихся на высоких околоземных орбитах. С другой стороны, есть все основания полагать, что колебания Рс5, особенно когд а они во время сильных возмущений принимают глобальный характер, участвуют в другом очень важном с точки зрения космической погоды, да и всей физики магнитосферы, процессе – передаче энергии солнечного ветра в магнитосферу. Именно на последний аспект проблемы ULF-осцилляций мы хотим обратить внимание в данной работе.

Но сначала, используя результаты многолетних наблюдений на всемирной сети магнитных обсерваторий, дадим описание основных свойств глобальных геомагнитных пульсаций Рс5 и покажем их связь с вне- и внутримагнитосферными условиями.

Отбор данных и их обработка

Глобальные колебания Рс5 – это крупномасштабные гидромагнитные волны в частотном диапазоне от 1.7 до 5.7 мГц (периоды 150–600 с). По своей амплитуде, длительности и области наблюдения они существенно отличаются от обычных колебаний Рс5 [4, 5]. В [4] на основе сопоставления наблюдений глобальных событий Рс5 со свойствами классических авроральных пульсаций Рс5, изученных в статистическом исследовании [4], перечислены следующие отличия глобальных осцилляций от обычных, наиболее часто наблюдающихся колебаний.

• 1.    Типичная амплитуда классических Рс5, согласно [4], не превышает 30 нТл в максимуме амплитудного профиля. В случае глобальных Рс5 амплитуда на авроральных станциях достигает 200 нТл. Это почти на порядок выше амплитуды классических Рс5.

• 2.    Классические пульсации Рс5 длятся обычно 0.5–1.5 ч. Длительность глобальных Рс5 превышает обычно 2 ч, а событие в октябре 2003 г. продолжалось около 42 ч.

• 3.    Спад амплитуды от авроральных к средним широтам в случае глобальных Рс5 происходит намного более плавно, чем для классических Рс5. Более того, для глобальных Рс5 характерно приэкваториальное усиление амплитуды. Классические же Рс5 наблюдаются только в достаточно высоких широтах, они типичны для авроральных и субавроральных областей. Глобальные Рс5 являются существенно глобальным явлением; они наблюдаются на всех обсерваториях от полярных шапок до экватора, от полуденного меридиана до полуночного. Типичная картина пространственного распределения интенсивности колебаний по поверхности Земли показана на рис. 1.

• 4.    Классические Рс5 имеют структуру волнового поля, характерную для альфвеновских резонансных колебаний силовых линий. Что касается глобальных Рс5, то их амплитудный профиль, отсутствие обращений поляризации чаще всего свидетельствуют против гипотезы об их обусловленности альфвенов-скими резонансами силовых линий (см. [5]).

В поисках событий глобальных Рс5 были просмотрены магнитограммы сети обсерваторий ИНТЕР-МАГНЕТ с 1991 г., когда эта сеть начала работать, по 2005 г. включительно. Путем визуального просмотра неотфильтрованных суточных магнитограмм мировой сети магнитных обсерваторий проводился поиск глобальной волновой активности в диапазоне Рс5, признаком которой было наличие пульсаций на всех широтах определенного меридиана от полярных шапок до дипольного экватора. Далее, чтобы составить численную характеристику события как глобального явления для дальнейшего статистического анализа, выбирались две станции, расположенные приблизительно на противоположных меридианах в интервале исправленных геомагнитных широт от 40 до 60° южной или северной широты. Одна из станций была близка к местному геомагнитному полудню, а другая – к местной полуночи. Подсчитывались среднечасовые значения амплитуды Рс5 для обеих станций в течение двухсуточного (48-часового) интервала, охватывающего анализируемое событие. Считалось, что данный часовой интервал содержит глобальные колебания, если амплитуды на выбранных станциях одновременно превышают определенный порог. В качестве такого порога было принято значение амплитуды, равное 2 нТл, если станция располагалась в полосе широт от 40 до 50°, и равное 5 нТл, если широта станции лежала в пределах от 50 до 60°. Событие в целом считалось глобальным, если указанный критерий удовлетворялся, по крайней мере, для трех из 48-часовых интервалов. Для изучения резонансной структуры поля колебаний каждое из обнаруженных событий подвергалось спектральному анализу, и в пределах частотной полосы Рс5 отыскивались доминирующие пики в спектрах мощности колебаний на каждой из станций меридиана.

Глобальные колебания Рс5 – не менее редкое явление, чем сверхскоростные потоки, их порождающие. За 15 лет, с 1991 по 2005 г., Земля 22 раза попадала в высокоскоростные потоки, когда скорость солнечного ветра превышала 800 км/с в течение более чем шесть часов подряд. Все эти случаи сопровождались геомагнитными бурями. В 17 из них на всей поверхности Земли регистрировались мощные геомагнитные пульсации Рс5. Как сверхскоростные потоки, так и глобальные Рс5 появляются в основном в максимуме солнечного цикла или на его спаде. Имея в виду, что каждое событие анализировалось вместе с 48-часовым интервалом, его окружающим, для анализа было отобрано 816 часов. В 350 из них критерий глобальности осцилляций удовлетворялся. Полученные результаты использовались для статистического описания свойств глобальных геомагнитных пульсаций Рс5 в сопоставлении с рядами значений параметров солнечного ветра (СВ) и межпланетного магнитного поля (ММП), а также индексов, характеризующих состояние магнитосферы. Эти данные заимствовались с вебсайта OMNI Предварительные значения АЕ-индекса (после 1994 г.) были взяты с сайта Мирового центра данных МЦД-С в Киото Таким образом, мы имели две выборки данных. Первая содержала 350 строк часовых значений восьми параметров: модуля ММП |B|, вертикальной составляющей ММП Bz, плотности плазмы СВ N, скорости

СВ V sw , межпланетного электрического поля Е = – V sw B z и набора геомагнитных индексов K p , D st и АЕ для тех часовых интервалов, когда наблюдались глобальные Рс5. Другая, фоновая, выборка содержала 7888 наборов часовых значений тех же параметров, но для всех часовых интервалов 1991, 1994, 1998 и 2000–2005 гг. – тех лет, когда имелось хотя бы одно событие глобальных Рс5 в течение года.

Характеристики колебаний

Обычно спектр Рс5 имеет несколько пиков (гармоник), которые повторяются от станции к станции с небольшими вариациями. Типичная картина такой гармонической структуры на одной меридиональной цепочке станций показана на рис. 2. Цифры 1–4 показывают номер гармоники. Положение цифры по высоте показывает конкретное значение частоты гармоники на данной широте.

На рис. 3 показаны примеры меридиональных амплитудных профилей Н -компоненты от северной до южной полярной шапки для всех наблюдавшихся гармоник сигнала Рс5. Профиль 9 мая 2003 г. приме-

31 March 2001  04-05 UT

Vsw = 716 km/s; Bz = -21.6; Kp = 9_; Dst = -8

0            60

120         180         240         300         360

CGM Longitude

Рис . 1. Пример пространственного распределения ин тенсивности глобальных колебаний Рс 5 вдоль поверхности Земли в исправленных геомагнитных координатах для со бытия 31 марта – 1 апреля 2001 г . Площадь кружков про порциональна амплитуде колебаний . Вверху указаны зна чения параметров солнечного ветра и геомагнитных индек сов . Штрихованные вертикальные полосы обозначают ме стный магнитный полдень ( в центре ) и полночь ( справа ).

12 June 1991

2220-2330 UT

■4

Е ,3

-80      -40       0       4080

CGM Latitude

Рис . 2. Гармоническая структура Рс 5 вдоль меридио нальной цепочки станций . Цифры 1–4 показывают номер гармоники . Положение цифры по высоте показывает кон кретное значение частоты гармоники на данной широте .

Рис . 3. Примеры меридиональных амплитудных про филей Н - компоненты от северной до южной полярной шапки для всех наблюдавшихся гармоник сигнала Рс 5 во время событий 9 мая 2003 г . и 12 июня 1991 г .

чателен своим очень интенсивным приэкваториальным усилением. Амплитуда Рс5 по всем трем гармоникам на экваториальной станции AAE почти равна амплитуде колебаний на высокоширотных станциях SOD и AIA. Интересно, что повышение амплитуды вблизи магнитного экватора не всегда наблюдается одновременно для всех гармоник сигнала. Так, для события 12 июня 1991 г. приэкваториальное усиление очевидно для второй и третьей гармоник, отсутствует для первой и спорно для четвертой.

На рис. 4, а мы построили распределение максимальных значений амплитуды пульсаций на всех станциях для всех наблюдавшихся гармоник. Длинный хвост, вытянутый до 220 нТл, показывает, что заметная часть колебаний имеет интенсивность, сравнимую с интенсивностью суббури. Наиболее мощное и впечатляющее событие Рс5 произошло 30–31 октября 2003 г. Оно продолжалось около 42 ч. Амплитуда Н -компоненты на средних широтах достигала 150 нТл.

На рис. 4, б показано распределение значений частоты, включая все наблюдавшиеся гармоники. Из графика видно, что наинизшие гармоники, как правило, наиболее интенсивны. Гармоническая структура не очевидна здесь вследствие широкого усреднения по широте и магнитосферным условиям.

плазмы СВ (рис. 5, б ). Что касается модуля ММП (рис. 5, в ), то его распределение в часовые интервалы, содержащие глобальные колебания, более размыто за счет большего содержания высоких значений магнитного поля, что объясняется тем, что высокоскоростные потоки СВ содержат обычно магнитные области – структуры с сильно сжатым магнитным полем. То же относится и к распределениям B z -компоненты ММП (рис. 5, г ), но здесь интересно то, что медианное значение для обоих распределений очень близко к нулю. Это говорит о независимости механизма генерации Рс5 от процессов, связанных с магнитным пересоединением в головной части магнитосферы, для которых необходимым условием является наличие отрицательной компоненты B _z.

Рис . 4. Распределение максимальных значений ампли туды пульсаций ( а ) и несущей частоты колебаний ( б ).

Vsw distributions

Hours with global Pc5

300    400    500    600    700    800    900    1000   1100   1200

All hours in 1991, 1994, 1998, 2000-2005

Типичные условия в солнечном ветре и магнитосфере

Здесь мы переходим к результатам, полученным при анализе двух выборок, описанных выше. Используя эти выборки, мы построили распределения ключевых параметров солнечного ветра и геомагнитных индексов в течение часовых интервалов, содержащих колебания, и сравнили их с фоновыми распределениями тех же параметров.

Как и следовало ожидать, наиболее сильно отличаются распределения значений скорости солнечного ветра (рис. 5, а ). Медианное значение фонового распределения (433 км/с) почти в два раза меньше соответствующего значения для распределения V sw в присутствии глобальных колебаний. Это еще раз подтверждает то, что активность геомагнитных пульсаций Рс5 сильно зависит от скорости СВ – факт, отмеченный в ряде работ [6, 7]. Характерные значения других параметров межпланетной среды меняются во время генерации Рс5 в гораздо меньшей степени. Особенно это относится к плотности

Е

б

320                360                400                440

SW Plasma speed, km/s

N distributions

Hours with global Pc5

0      5      10     15     20     25     30     35     40     45

4.4

"Z.

All hours in 1991, 1994, 1998, 2000-2005

0      5      10     15     20     25     30     35     40     45

SW Plasma density, cm-3

в

г

B distribution

6.2

Hours with global Pc5

10            20            30            40            50

IMF magnitude average, nT

All hours in 1991, 1994, 1998, 2000-2005

I

10         20         30         40         50         60

IMF magnitude average, nT

Bz distributions

г

100 Hours with           ^-0.35

2          global Pc5

О -

-С

Е

-0.36

30000 All hours in

Е _ 1991, 1994, 1998, о 2000-2005

ъ ф      -

Е 10000

Z     _

0.0

-0.34

Bz component of the IMF, nT

Рис . 5. Сравнение распределений параметров СВ и ММП , построенных для часовых интервалов , содержащих глобальные Рс 5 ( верхние панели ), с фоновыми распреде лениями тех же параметров : а – скорость солнечного вет ра , б – плотность межпланетной плазмы , в – модуль ММП , г – вертикальная компонента ММП .

Распределение геомагнитных индексов, характеризующих состояние магнитосферы во время ее крупномасштабных колебаний, типично для сильных магнитных возмущений (рис. 6, а – в ). Медианные значения распределений K p и AE в присутствии глобальных Рс5 почти в три раза превышают соответствующие величины фоновых распределений. Распределение D st для часов, содержащих Рс5, отличается от фонового распределения длинным «хвостом» больших отрицательных значений, но максимум его не смещается. Это связано с тем, что колебания наблюдаются не только в главную фазу магнитной бури, но и на ее восстановительной фазе, когда D _st -индекс (но не K _p и AE -индексы) возвращается к спокойным значениям.

Глобальные Рс5 и магнитная возмущенность

На наш взгляд, есть определенное противоречие между рис. 6, г и 7, б . С одной стороны, первый из них, как уже отмечалось, говорит о том, что глобальные колебания магнитосферы никак не связаны с процессом пересоединения на дневной магнито-

паузе. С другой стороны, значительно более высокие значения индекса AE при появлении глобальных Рс5 (рис. 6, б ) говорят о существенном дополнительном поступлении энергии в полярную ионосферу в эти часы. Этот процесс обычно связывается с работой меж-

планетного электрического поля, и он может протекать лишь при отрицательных значениях вертикальной а             Kp distributions

Hours with global Pc5

0                   40

Е -

।   । р

All hours in 1991, 1994, 1998, 2000-2005

П 1 1 I 1 1 Г

40                  80

Kp*10

б            AE distributions

AE

в

Dst distributions

Dst

Рис. 6. Сравнение распределений геомагнитных ин- дексов, вычисленных для часовых интервалов, содержащих глобальные Рс5 (верхние панели), с фоновыми распределениями тех же индексов: а – планетарный индекс Kр, б – авроральный индекс AE, в – индекс интенсивности кольцевого тока Dst.

компоненты ММП, обеспечивающей пересоедине-ние межпланетного и земного магнитных полей в головной части магнитосферы. Такое несоответствие наводит на мысль, не являются ли осцилляции магнитосферы сами по себе дополнительным меха-

низмом, обеспечивающим передачу энергии солнечного ветра внутрь магнитосферы и в полярную ионосферу? Накопленный нами материал наблюдений позволяет проверить это предположение.

В самом грубом приближении можно считать, что индекс AE связан с величиной межпланетного электрического поля следующим соотношением:

AE = 0, если E <  0,

AE = kE + c, если E >  0.

Hours

Постоянные k и c могут быть определены из сопоставления рядов индекса AE и величины межпланетного электрического поля. В нашем случае k = 108.2, c = 262.1. Используя приведенные выше формулы, мы вычислили ожидаемые значения индекса А E _est для двухсуточных интервалов найденных нами событий Рс5 и нашли разность Δ AE = AE – AE _est. Положительные значения Δ AE соответствуют избыточному поступлению энергии в полярную ионосферу по сравнению с уровнем, обеспечиваемым работой межпланетного электрического поля. На рис. 7 показаны примеры одновременных вариаций Δ AE и интенсивности Рс5 для четырех событий. Здесь в качестве интенсивности было взято среднее значение амплитуд, измеренных на противоположных меридианах, т. е. тех амплитуд, которые ранее использовались для проверки критерия глобальности колебаний. На рисунках отложены сглаженные методом бегущего среднего вариации интенсивности. Видно, что от события к событию картина меняется. Так, если во время бурь декабря и мая 2003 г. и марта 2004 г. наблюдается лишь общее соответствие избытка AE и интенсивности колебаний, то для события января 2005 г. имеется очень высокая корреляция между двумя переменными. В любом случае, связь вариаций Δ AE с изменениями интенсивности Рс5 очевидна. Это говорит о том, что либо сами глобальные колебания являются тем дополнительным фактором, который обеспечивает перенос энергии в полярную ионосферу, либо их генерация тесно связана с этим неизвестным фактором.

Обсуждение

Hours

Рис . 7. Примеры одновременных вариаций избыточ ности индекса AE и сглаженных вариаций нормированной амплитуды Рс 5 для четырех событий ( см . текст ).

Какова причина сильных различий между классическими и глобальными пульсациями Рс5? По нашему мнению, основная причина кроется в источнике колебаний. Импульсы динамического давления солнечного ветра генерируют волновые МГД-моды во внешней магнитосфере, которые, в свою очередь, вызывают классические Рс5 путем раскачки альфвеновских резонансов силовых линий [4]. Что касается глобальных колебаний Рс5, они требуют для своей генерации более мощного стабильного и долговременного источника энергии, чем неоднородности солнечного ветра. На наш взгляд, хорошо развитая неустойчивость границы магнитосферы может играть роль такого источника. Хорошо известно, что, как правило, высокая скорость солнечного ветра обеспечивает высокие инкременты различных типов неустойчивости пограничного слоя. Как показывают наши результаты [8], в 70 % случаев высокоскоростных потоков солнечного ветра генерировались глобальные колебания Рс5.

Столь мощная волновая активность на границе магнитосферы не может не влиять на процессы переноса энергии через магнитопаузу. Взаимосвязь вариаций избыточности индекса AE и интенсивности магнитосферных колебаний показывает, что, по-видимому, при достаточно высоких скоростях солнечного ветра включается дополнительный механизм переноса. Он может называться вязким взаимодействием или волновым каналом передачи энергии, но в любом случае один механизм магнитного пересоединения сам по себе уже не может обеспечить наблюдаемый уровень поступления энергии в полярную ионосферу.

Представленные здесь результаты могут быть основой для дальнейшего исследования физических механизмов генерации и распространения глобальных колебаний Рс5 и их роли в процессах взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой во время мощных возмущений солнечно-магнитосферной системы.

В заключение мы хотим обратить особое внимание на возможность нелинейных эффектов, которые могут вызываться столь мощными МГД-волнами, какими являются глобальные Рс5, рассмотренные здесь. Эти эффекты не ограничиваются ускорением МэВ-ных электронов [3]. На синхронной орбите величина магнитного поля, связанного с волной Рс5, достигает 50 % полного магнитного поля в этой области магнитосферы [5]. Нелинейные эффекты неизбежны в этом случае. В качестве примера таких эффектов можно упомянуть пондеромоторные силы, которые способны существенно перераспределять плазму в магнитосфере (см., например, [9]).

Работа была выполнена в рамках программы № 16 Президиума РАН и частично поддержана грантами РФФИ 06-05-64143 и 07-05-00696, а также грантом ИНТАС 06-1000013-8823.