Г - Солнечно-земная физика
реклама
Г.В.Старков 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 (1882-1883 гг) и второго (1932-1933 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 75-80. Это предположение было подтверждено Лассеном [Lassen, 1959], который обнаружил, что на ст. Годхавн () 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 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 Н 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 Н 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 Qиндексов 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 ALиндексов 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 n 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 50 -150. 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 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, 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 =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 =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 140150 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 =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 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 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 2 эрг / (cм 2 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 630 нм, интенсивность которой в 4 раза выше, чем для 557.7 нм. Практически отсутствует свечение в полосе 1NGN 2 , 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 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 10 7 кэВ / (cм 2 с ср), что соответствует 1.6 10 2 эрг / (см 2 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 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 2 эрг / (см 2 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 лучше коррелирует 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 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 существуют устойчивые субвизуальные дуги, в которых преобладает эмиссия 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. В связи с этим представляет значительный интерес корректное математическое описание положения границ овала и диффузного свечения в зависимости от доступных индексов магнитной активности. Это позволило бы по величине магнитной возмущенности определять положение границ для любого момента местного времени. Первая простая аппроксимация экваториальной границы овала в зависимости от местного времени и уровне магнитной активности, который, как и в [Feldstein and Starkov, 1967], задавался Q-индексом, дана в [Старков, 1969]. Изменения положения экваториальной границы для Q 0 c точностью 1 широты описывались формулой e = 18 + 0.9 Q + 5.1 cos (t - 12), (1) где e - полярное расстояние в градусах широты; t - часовой угол, отсчитываемый от полуночи к востоку. Для Q = 0 амплитуда второй гармоники сравнима с первой и зависимость от местного времени выражается в виде e = 17.5 = 3.4 cos (t - 18) - 0.7 cos (2t - 45) Более подробное математическое. описание границ овала проведено в [Holzworth and Meng, 1975]. Положение экваториальной и приполюсной границ описывалось тремя гармониками, амплитуды и фазы которых зависели от магнитной активности. Было показано, что соответствующим смещением центра координат можно существенно уменьшить амплитуду первой гармоники до величины, меньшей 0.1 широты. Так как амплитуды второй и третьей гармоник не превышали одного градуса широты, то приблизительно с такой точностью границы овала можно аппроксимировать кругом при соответствующем сдвиге начала координат. Однако в [Holzwort and Meng, 1975] не указаны координаты этих новых центров. Кроме того, в качестве магнитной активности тоже использовался дискретный Q-индекс на ночной стороне в зоне сияний, публикация которого в настоящее время отсутствует. В связи с этим в [ Старков, 1994б ] приведены аппроксимационные формулы, подобные используемым в [Holzworth and Meng, 1975], но у которых коэффициенты зависят от AL. Кроме того, в аналогичной форме описана экваториальная граница диффузного свечения. Положение границ задавалось в видеA 0 e = + A 1 cos [15(t + 1 )] + A 2 cos [15(2t + 2 )] + A 3 cos [15(3t + 3 )], (2) где - коширота границы в исправленных геомагнитных координатах; A i - амплитуды, выраженные в градусах широты; t - время в часах местного геомагнитного времени; i - фазы в том же часовом измерении. На первом этапе по данным о границах овала, приведенным в [Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968], определялись коэффициенты A i и i для разных значений Qиндексов. Значения Q пересчитывались в AL по формулам регрессии [Cтарков, 1994а] и строились зависимости A i = (lg [AL]) и i = (lg [AL]). Эти кривые, в свою очередь, аппроксимировались полиномами третьей степени вида A i ( i ) = a 0 + a 1 lg [AL] + a 2 lg 2 [AL] + a 3 lg 3 [AL]. (3) Для диффузного свечения исходные данные взяты из работы [Gussenhoven et al., 1983], где для всех часов местного времени приведены зависимости = b 0 + b 1 K p . Так как b 0 и b 1 значительно изменялись от часа к часу и точность их определения была различна, то они предварительно сглаживались по формуле трапеции с весовыми множителями, равными коэффициентам корреляции для данного часа, приведенными в [Gussenhoven et al., 1983]. Значения Kр в свою очередь переводились в величины AL-индекса по соответствующим формулам регрессии [Cтарков, 1994а]. Все вычисления А i и i проводились методом наименьших квадратов. Характер зависимости a i oт lg [AL] был различен, но в большинстве случаев полином третьей степени достаточно хорошо описывал их поведение. Наибольший разброс наблюдается для фаз, поэтому перед аппроксимацией они предварительно сглаживались по формуле трапеции. На рис.15 приведены четыре примера таких аппроксимаций, последний случай есть пример наиболее плохой аппроксимации из-за резких и нерегулярных изменений фазы. Коэффициенты a i для всех A i и i даны в таблице 1. Для определения границ необходимо определить коэффициенты A i и i для данного уровня магнитной активности по формуле (3) и, подставив эти значения в формулу (2), вычислить положение соответствующей границы в выбранном интервале времени для данного значения AL. Среднеквадратическая ошибка аппроксимации исходных данных, взятых из [Feldstein and Starkov, 1967], составляет 0.3 широты, и только при больших AL она повышается до 0.4. Ошибка после аппроксимации коэффициентов (2) полиномами (3) увеличивается на 0.1 - 0.2. Ошибка определялась сравнением полученных значений границ с данными для границ, приведенными в [Feldstein and Starkov, 1967] для шести моментов местного геомагнитного времени. Ошибка оценки границы диффузного свечения в среднем на 0.1 выше. Используя формулу (2), можно рассчитать размеры овала и диффузного свечения. Площадь поверхности, ограниченной кривой в полярных координатах при интегрировании от 0 до 2, равна 1/2 интеграла от r 2 d. В нашем случае имеем: 2n 0 1 /2 d = 2 2 3 + 0 1 A d + 2 2 3 2n k 1 A 2 cos 2 (k+ k ) d + 0 2n k , p 1 2n A k A p cos(k + k ) cos(p+ p ) d, (4) 0 где k p, а - длина дуги, выраженная в градусах широты. В результате интегрирования получаем: 3 S = A i2 . (5) i0 Основной вклад в сумму вносит A 0 , которая в 5 - 20 раз превышает амплитуду A 1 . Последняя, в свою очередь обычно в несколько раз больше амплитуд следующих гармоник. Формула (5) позволяет легко определять изменения размеров полярной шапки, овала и диффузного свечения в зависимости от AL-индекса, кторые приведены на рис.16. В данном случае к полярной шапке относилась область, расположенная выше приполюсной границы овала, что не совсем верно, так как с приполюсной границы овала тоже наблюдается диффузное свечение, о котором говорилось выше. Из рисунка видно, что с ростом магнитной активности размеры этой области практически не меняются. Размеры овала и экваториального диффузного свечения увеличиваются с ростом lg [AL], причем для овала наблюдается почти линейная зависимость. При средней и высокой магнитной активности площади овала и диффузного свечения равны между собой. Так как, как это будет показано ниже, средняя интенсивность свечения внутри овала на порядок выше, чем в диффузном свечении, то соответственно и общий энергетический вклад авроральных электронов в овал должен быть тоже на порядок выше. Обычно А 1 А 2 и А 3 . Тогда границы свечения можно представить в виде круга с радиусом ' A 0 , центр которого смещен относительно геомагнитного полюса и на который накладываются сравнительно небольшие гармонические колебания более высокого порядка, связанные с A '2 и A '3 . Первое представление границ овалов в виде кругов, центры которых смещены по линии “полденьполночь”, по данным о положении дневных и ночных сияний дано в [Старков и Фельдштейн, 1967а]. Детально этот вопрос исследован в [Holzworth and Meng, 1975], где показано, что можно найти такое положение нового начала координат, при котором амплитуда первой гармоники существенно уменьшается. Практически операция смещения центра эквивалентна приравниванию нулю амплитуды первой гармоники. Действительно, как показали расчеты, расстояние нового центра от полюса равно амплитуде первой гармоники А 1 , а азимут его соответствует фазе 1 . Выполненные расчеты коэффициентов разложения для смещенного центра показали резкое уменьшение амплитуды первой гармоники. Так для экваториальной границы овала она изменяется от 0.01 до 0.09 со средним значением 0.03, для полярной границы овала - от 0.02 до 0.12 со средним значением 0.06. Для границы диффузного свечения значение A 1' несколько больше и составляет 0.07 для малых и средних уровней магнитной возмущенности и растет с увеличением AL-индекса, достигая 0.25 при AL -600 нТл. Это может быть связано с ошибками исходных данных. В целом же амплитуды первой гармоники после смещения центра всегда существенно меньше амплитуд A '2 и A '3 . Наличие A 1' 0 после соответствующего смещения центра свидетельствует о том, что для более точного описания границ аврорального свечения, по-видимому, необходимо учитывать гармоники более высоких порядков. Широты и долготы смещенных центров, а также радиусы кругов в зависимости от уровея магнитной активности приведены на рис.17. Так как смещение центра координат не должно изменять площадь фигуры, то радиусы кругов вычислялись по формуле 3 r= A 2 i . io Как видно из рисунка, для экваториальной границы овала и диффузного свечения координаты новых центров с ростом магнитной активности изменяются незначительно. Для приполюсной границы новый центр смещается к полюсу с ростом AL. Можно оценить среднеквадратическую ошибку отклонения овала от круга. Предположим, что после смещения начала координат амплитуда первой гармонико равнв нулю. Тогда =A '0 + A '2 cos[15(2t+ '2 )+A '3 cos[15(3t+ '3 ), 1 где А '0 - радиус круга и '0 - A '0 . Тогда 2 = 2 . Заменим суммирование n интегрированием, то есть перейдем к бесконечно малым шагам суммирования. В этом случае n равно интервалу интегрирования, то есть 2. Интегралы от произведения косинусов для пределов 0 - 2, как и в случае вычисления поверхностей, равны нулю. Остаются только интегралы от A '2k cos (kt + k ), поэтому окончательно получаем 1 = (6) A '22 +A '32 . 2 Оценки по формуле (6) показывают, что среднеквадратическая ошибка отклонения границ от круга невелика. Только для высоких уровней магнитной активности она превышает 1 широты, достигая 1.5 для диффузного свечения. Ошибка возрастает также для приполюсной границы овала, когда при больших значениях AL-индекса центр совпадает с геомагнитным полюсом. Отсюда следует, что представление границ аврорального свечения в виде кругов с соответствующим смещением центров дает точность, достаточную для выполнения различных расчетов. На рис.18 приведены временные вариации положения границ аврорального свечения, полученные по формулам (2) и (3), а также также аппроксимации границ кругами со смещенным центром для трех уровней магнитной активности. Точками нанесены экспериментальные данные [Feldstein and Starkov, 1967; Gussenhoven et al., 1983]. Результаты расчетов по формулам (2) и (3) хорошо согласуются с эксперименом. Для аппроксимации кругами заметное расхождение наблюдается только при высокой магнитной активности. Примеры положения границ аврорального овала и диффузного свечения для разных значений AL-индекса, рассчитанные по формулам (2) и (3), приведены на рис.19. При спокойных условиях (рис.19а) овал сияний представляет собой тонкое кольцо, ширина которого 2 - 3 широты, центр которого смещен к полуночным часам. Эта ситуация, согласно [Старков, 1994а], соответствует Qиндексу, равному нулю. Диффузное свечение занимает значительно большую поверхность (см. также рис.16), но в связи с тем, что, как будет показано ниже, интенсивность свечения в овале приблизительно на порядок выше, чем в диффузном свечении, то основное энерговыделение идет в овале, хотя при спокойных условиях оно сравнимо с энергетикой диффузного свечения. Граница свечения по форме близка к кругу, центр которого тоже смещен к экватору на полуночном меридиане. Однако за счет того, что это смещение меньше, чем для овала, то наибольшая ширина диффузного свечения наблюдается в районе полудня. Уже при небольшом повышении магнитной активности (рис.19 б,в), что соответствует Qинндексу 1 и 2, размеры овала увеличиваются быстрее, чем поверхность, занятая диффузным свечением. Сам овал начинает деформироваться за счет более быстрого расширения внешней границы к экватору в полуночные и послеполуночные часы. Так как диффузное свечение расширяется медленно, то в полночь при слабой магнитной активнсти ширина диффузного свечения становится уже, чем при спокойных условиях. Минимальная ширина аврорального овала наблюдается в районе полудня. При дальнейшем увеличении магнитной активности (рис.19 д, е) овал принимает форму, похожую на среднестатистический овал, полученный Фельдштейном [Фельдштейн, 1963]. Максимальная ширина диффузного свечения наблюдается в предполуденные часы. При дальнейшем увеличении магнитной активности (рис.19 ж) форма овала начинает искажаться. В дневной части наиболее узкий участок наблюдается в районе 08 MLT, появляется некоторое расширение в 14 часов. Возможно, это связано с тем, что максимальная магнитная активность, для которой, согласно [Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968], определялись положения границ овала, была равна Q = 7, что соответствует AL = 570 нТл, то есть величины коэффициентов в формулах (2) и (3) интерполировались для значений AL, для которых уже не было контролирующих экспериментальных данных. Надо отметить, что для многих расчетов для определения экваториальной границы овала можно пользоваться простой формулой (1). В этом случае граница овала автоматически аппроксимируется кругом со смещенным центром. Фактически первые два члена в формуле (1), а именно (18 + 0.9Q), должны быть равны коэффициентам А 0 формулы (2) для соответствующего AL-индекса. На рис.20 приведена зависимость (18 + 0.9Q) от А 0 , штриховая прямая на рисунке соответствует линии, проходящей под углом в 45. Видно, что только для Q = 0 имеется расхождение, а в остальных случаях эти величины практически равны. Сопоставление с данными спутников показало, что рассчитанные границы аврорального овала хорошо совпадают с прямыми наблюдениями, см. например [Meng et al., 1977]. Для проверки точности аппроксимации границ диффузного свечения очень удобным оказался финский радар системы CUTLASS. Эта система состоит из двух радаров, наблюдающих отражение из общей области пространства. Один радар находится в Исландии другой на юге Финляндии. Она похожа на радары STARE, но работает на более низкой частоте 10 Мгц, поэтому лучи этих радаров могут заметно загибаться в ионизированной среде и находить области с нулевыми ракурсными углами. Лучи финского радара направлены приблизительно по меридиану и ортогональны к авроральному электроджету, дугам сияний и границе диффузного свечения. При относительно спокойных магнитных условиях в вечерние и ночные часы луч этого радара подходит к границе диффузного свечения под ракурсными углами, близкими к нулю, т. е. здесь существуют оптимальные условия для набюдения отражений. В дальнейшем за счет загибания достаточно низкочастотного луча в ионизированной среде происходит ухудшение ракурсных условий и радар должен видеть только экваториальную кромку диффузного свечения. Согласно [Uspensky et al., 1999], в вечерние и ночные часы при небольших уровнях магнитной активности финский радар часто видит узкий сигнал из области, близкой к границе диффузного свечения. На рис.21 приведены данные для 17 ноября 1996 года, AL-индекс для вечерних часов составлял -100 нТл. Для этого уровня по формулам (2) и (3) были рассчитаны границы овала и диффузного свечения. На верхней панели рис.21 граница диффузного свечения нанесена штрихами, кружками показано положение радиоотражений [Uspensky et al.,1999]. Из рисунка видно, что начиная с 15.30 UT радиоотражения располагаются в районе экваториальной границы и медленно смещаются к экватору по мере приближения к полуночи за счет суточного дрейфа. На нижней пвнели рис.21 показано распределений по высоте, откуда видно, что отражения на границе диффузного свечения располагаются на высотах слоя Е. В период до 18.00 UT оптические наблюдения были невозможны из-за солнечной засветки, тем не менее радарные данные четко фиксируют границу диффузного свечения, которая совпадает с рассчетной. Камера всего неба на ст. Муонио начала работать в 18.00 UT, но из-за низкой чувствительности вначале не регистрировала границу диффузного свечения. Когда после 19.00 UT на аскафильмах можно видеть границу диффузного свечения, то она совпала как с радиоотражениями, так и с рассчетнми данными. В 19.30 UT началась суббуря и радар, наряду с другими отражениями продолжал фиксировать границу диффузного свечения. Таким образом, можно считать, что и для экваториальной границы диффузного свечения формулы (2) и (3) дают достаточно хорошее совпадение с экспериментальными данными. 5. ПЛАНЕТАРНАЯ МОДЕЛЬ ИНТЕНСИВНОСТИ СВЕЧЕНИЯ НА РАЗНЫХ ВЫСОТАХ В последнее время появилось достаточно много спутниковых наблюдений о крупномасштабных пространственно-временных распределениях высыпаний авроральных электронов, что позволяло по этим данным рассчитать планетарное распределение свечения и сравнить эти результаты с моделью овала и диффузного свечения. В качестве модели высыпаний были взяты данные [Spiro et al., 1982], где по набюдениям спутников AE-C и AE-D приведено пространственно-временное распределение потока энергии авроральных электронов в эрг см 2 с 1 (W) и средней энергии в кэВ (Е 0 ). Всего было проведено около 31 тысяч измерений спектров авроральных электронов по данным 16 энергетических каналов в диапазоне 0,2 - 27 кэВ. Данные для четырех уровней магнитной возмущенности, определяемой AE-индкесом, были собраны в специальные таблицы с разрешением в 1 час по местному времени и с разрешением по широте в 1 для диапазона =60-80 и в 2 для = 50-60 и 80-88. Полученные средние значения дополнительно сглаживались по соседним точкам. Предполагалось, что авроральное свечение вызывается вторгающимися электронами. Методика расчетов свечения основана на исследовании прохождения авроральных электронов через атмосферу Земли, что позволяло оценить потери их кинетической энергии на упругое рассеяние, ионизацию с образованием вторичных электронов и неупругие соударения, приводящие к возбуждению вращательных, колебательных и электронных уровней атмосферных газов с последующим излучением. Расчет проводился методом Монте-Карло, что позволяло достаточно корректно, в отличии от расчетоа методом непрерывных потерь, исследовать процессы переноса электронов малых энергий (Е 1 кеВ). При расчетах учитывалось изменения величины дипольного поля Земли в процессе прохождения электронов через атмосферу. Сечения рассеяния электронов атмосферными газами задавалось в аналитической форме в соответствии с экспериментальными данными. Расчет интенсивности свечения проводился в мидели нейтральной атмосферы CIRA-72. Подробно методика расчета описана в [Иванов и Осипов, 1981; Юрова и Иванов, 1989; Иванов и Сергиенко, 1992; Sergienko and Ivanov, 1993]. Для исследования распределения свечения были выбраны в области ближнего 2 ультрафиолета полосы первой отрицательной системы азота 1NGN 2 (B u - X 2 g ). Так как время жизни колебательных уровней B 2 u состояния (10 7 с) намного меньше характерного времени процессов столкновительной дезактивации, то вариации свечения данных полос хорошо следуют за вариациями потоков авроральных электронов и пропорциональны скорости ионообразования N 2 . В ближней инфракрасной области исследовалось пространственное распределение наиболее мощных молекулярных полос этой части спектра, а именно, для первой положительной системы N 2 (B 3 g - A 3 u ) и системы Мейнела GMN 2 (A 2 u - X 2 g ). Энергетический спектр задавался в экспоненциальной форме dN = W/E 20 exp(-E/E 0 ) dE Значения W и Е 0 брались из таблиц, приведенных в [Spiro et al, 1982]. (7) Был проведен расчет свечения атмосферы в вертикальном столбе от бесконечности до разных высотных уровней от 90 до 300 км. Для 90 км при тех средних энергиях авроральных электронов, которые приведены в [Spiro et al., 1982], интенсивность свечения соответствует полному свечению полярных сияний. Для других высотных уровней свечение соответствует свечению в вертикальном столбе от указанного уровня до бесконечности. За бесконечность принята высота 800 км, где плотность нейтральной атмосферы настолько мала, что авроральные частицы на этих высотах практически не теряют энергию. В качестве модели границ аврорального свечения были использованы математические аппроксимации, согласно [Старков, 1994б]. Пересчет AE-индекса, который использовался в [Spiro et al.,1982] в качестве характеристикм магнитной активности, в AL проводился согласно [Старков, 1994а]. Для сопоставления характеристик высыпания с границами аврорального свечения были построены меридиональные профили W, E 0 и J(H), где J(H) - рассчитанная интенсивность свечения в релеях для разных высот, а также границы овала и диффузного свечения. На рис.22 представлены 6 таких профилей для максимальной магнитной активности (AE 600 нТл) для ночных и дневных часов. Характерной особенностью всех профилей является хорошее подобие конфигурации свечения для существенно разных высотных уровней, разумеется, при соответствующем изменении интенсивности. Ход свечения на разных высотах подобен изменению потока энергии. В ночные часы наблюдается хорошее совпадение границ овала с максимумом потока энергии и свечения. Особенно четко это видно в 00 MLT. Надо учитывать, что данные о свечении и потоке энергии приведены в логарифмическом масштабе. Линейный масштаб не позволяет наглядно охватить весь диапазон изменений, но область максимума свечения в этом случае прорабатывается более резко. Границы ширины максимума свечения по половине интенсивности (зачерненные кружки на рис.22), как правило, для ночных часов лежат внутри овала, то есть полуширина максимума свечения меньше ширины овала. При этом экваториальная граница полуширины максимума свечения всегда располагается приполюсней экваториальной границы овала, а приполюсная граница иногда может располагаться в более высоких широтах. Такая ситуация наблюдается только в 21 и 22 MLT. В дневные часы интенсивность свечения в 5-10 раз ниже, чем в ночные, но максимум свечения также совпадает с положением овала. Только в полуденные часы максимум свечения несколько смещен к полюсу, см. рис.15. Полуширина максимума интенсивности свечения обычно несколько шире овала. Ход средней энергии авроральных электронов в дневные часы имеет своеобразный двухступенчатый характер. От полюса до 80 энергия частиц пракитчески постоянна, низка и равна 0.4 кэВ. После 80 наблюдается резкое повышение средней энергии до 1.0 - 1.5 кэВ, и эта величина с некоторыми вариациями сохраняется до приполюсной границы овала, после чего энергия опять начинает быстро расти и достигает максимума порядка 3.0 - 3.5 кэВ уже экваториальнее овала. Наиболее четко эти вариации наблюдаются в 09, 10 и 12 MLT. На ночной стороне первый подъем средней энергии иногда наблюдается уже на 85. Область диффузного свечения в ночные и дневные часы характеризуются разными параметрами авроральных частиц. В ночные часы диффузное свечение связано как с понижением интенсивности свечения, так и с уменьшением средней энергии. Именно в диффузном свечении наблюдается минимум средней энергии, прчем иногда довольно глубокий, например в 22 MLT. Такая же ситуация наблюдается в 03 и 21 MLT. Этот результат хорошо согласуется с [Lui et al., 1977; Meng, 1978; Feldstein and Galperin, 1985], где показано, что в экваториальном диффузном свечении преобладают мягкие высыпания и красное свечение. Наиболее мягкие электроны набюдаются не на экваториальной границе диффузного свечения, а ближе к авроральному овалу. По мере приближения к экваториальной границе свечения средняя энергия электронов довольно быстро растет, причем рост продолжается и за границей диффузного свечения. Вероятно, этот эффект является результатом осреднения энергии мягких электронов диффузного свечения и жестких электронов радиационных поясов. Если внутри овала жесткость частиц пропорциональна потоку энергии, то для диффузного свечения наблюдается тенденция обратной зависимости. В дневные часы, наоборот, диффузное свечение связано с повышением средней энергии, причем максимум наблюдается внутри диффузного свечения (9 и 12 MLT) или располагается за его экваториальной границей (14 и 15 MLT). Полученные результаты совпадают с фотометрическими наблюдениями в каспе, когда экваториальнее овала, где преобладают красные сияния, наблюдается повышенное свечение зеленой линии [Воробьев и др., 1984]. Интенсивность диффузного свечения на экваториальной границе в ночные часы составляет 100 R для 127.8 нм, кроме разреза в 22 MLT, когда эта граница попала на минимум свечения. В среднем по шести разрезам свечение на экваториальной границе составляет (10070) R, что хорошо совпадает с другими экспериментальными данными, см. например, [Feldstein and Galperin]. На дневной стороне интенсивность свечения на экваториальной границе несколько ниже и составляет (8030) R. За приполюсной границей овала интенсивность свечения падает, однако средняя энергия остается относительно высокой, после чего наблюдается резкий спад как на дневной, так и на ночной стороне до уровня 0.4 кэВ и ниже. Вероятно, эту довольно резкую границу, хорошо заметную на рис.22, можно принять за границу полярной шапки, а интервал широт от приполюсной границы овала до резкого спада Е 0 отнести к диффузному свечению с приполюсной стороны овала. Для высокой магнитной активности радиус полярной шапки составляет 8, что совпадает с экспериментальными данными [Eather and Mende, 1971]. Для других уровней магнитной активности отмеченные выше закономерности сохраняются. Максимум свечения и потока энергии высыпаний совпадают с положением овала. Экваториальное свечение в ночные часы связано с минимумом средней энергии авроральных электронов и с максимумом на дневной стороне. Границы полярной шапки можно определить по понижению Е 0 , но этот эффект при ослаблении магнитной активности выражен менее четко. Наблюдается увеличение размеров полярной шапки с понижением магнитной активности. На рис.22 отчетливо видно, что вариации свечения повторяют изменения потока энергии и не зависят от средней энергии частиц. Для выявления зависимости интенсивности свечения от средней энергии была использована характеристика J/W, где J - интенсивность свечения, а W - вариации потока энергии. Она не зависит от местного времени, так как использовалась одна и та же модель нейтральной атмосферы, что приемлимо для исследования характеристик свечения в темное время при отсутствии дополнительной ионизации за счет ультрафиолетового излучения Солнца, когда возможны наземные оптические наблюдения. Расчет проводился для максимального величины магнитной активности для высотного уровня 90 км. Полученные результаты представлены на рис.23. Для всей светящейся толщи атмосферы при увеличении энергии частиц это отношение увеличивается с ростом средней энергии и при изменении Е 0 от 0.5 до 3.0 кэВ увеличивается почти в два раза. Вариации интенсивности хорошо описываются формулой: J = 10 3 (1.45 + 0.89 lg E 0 ) W, где Е 0 измеряется в кэВ, а W в эрг см 2 с 1 , Сплошная линия на рис.23 вычислена по приведенной формуле. Она позволяет по интенсивности свечения и одной из характеристик потока частиц определить второй параметр. Планетарное распределение свечения 427.8 нм для четырех значений магнитной активности и трех высотных уровней приведено на рис.24. Градации интенсивности свечения различаются на порядок. Для высотного уровня 90 км видно хорошее совпадение области максимального свечения с границами аврорального овала, особенно для высокой магнитной активности (AE 600 нТл и 600 AE 300нТл). Экваториальная граница максимального свечения практически точно совпадает с границей овала. Приполюсная граница свечения в ночные часы располагается несколько выше соответствующей границы овала. Интересной особенностью является “разрыв” в дневные часы, который наблюдается при АЕ 600 нТл, но отсутствует при 600 АЕ 300 нТл, т. е. при максимальной магнитной активности средняя интенсивность свечения в дневные часы ниже, чем при более низкой возмущенности, но область достаточно высокой интенсивности свечения (вторая градация интенсивности) шире. Таким образом, при максимальной магнитной активности яркость свечения в дневном секторе понижается но сама область свечения расширяется. При слабой магнитной активности (300 АЕ 100 нТл) и при максимальной магнитной активности для высотного уровня 150 км разрыв в дневные часы появляется снова. При понижении магнитной активности и повышении высотного уровня интенсивность свечения падает, но во всех случаях область максимального свечения наблюдаеся внутри аврорального овала и границы этой области, как правило, совпадают с границами овала. Экваториальная граница диффузного свечения в свою очередь оконтуривает область с интенсивностью свечения на порядок ниже, хотя сопадение и менее хорошее, чем для овала. С уменьшением магнитной активности граница диффузного свечения и свечение с J 0.5 kR сжимаются синхронно. При AE 600 нТл диффузная экваториальная полоса и свечение с J 0.5 kR имеют одинаковую асимметрию с расширением в предполуденные часы. Для слабой магнитной активности (300 AE 100 нТл) в дневные часы область свечения 427.8 нм существенно шире полосы диффузного свечения. В остальные часы наблюдается довольно хорошее соответствие интенсивности свечения и положения границ. В полярной шапке свечение слабое, наблюдается тенденция некоторого повышения интенсивности с уменьшением магнитной активности. Особенностью распределения при спокойных условиях является появление области повышенного свечения на субавроральных широтах в районе полуночи, котороые отчетливо видны для высотных уровней 90 и 150 км. Это повышение связано не с увеличением жесткости частиц, что должно было бы быть, если оно вызвано высыпаниями из радиационных поясов, а с усилением потока энергии и уменьшением жескости авроральной радиации. Область с повышенной средней энергии частиц лежит между поясом диффузного свечения и этим новым максимумом. Для высотного уровня 300 км (см. рис.24 в) интенсивность свечения уже низка и даже при максимальной магнитной активности не превышает 100 R, но область максимального свечения, как и раньше, имеет овальную форму, схожную с авроральным овалом. Для слабой магнитной активности и спокойных условий экваториальная граница овала довольно хорошо совпадает с границей свечения последней градации яркости, приполюсная граница свечения располагается в области более высоких широт. При высокой магнитной активности для этого уровня экваториальная и приполюсная границы свечения с J 50 R (максимального для этой высоты) в ночном секторе хорошо совпадают с границами овала. Для промежуточного высотного уровня 150 км основные особенности сохраняются. Область максимального свечения практически полностью располагется внутри границ овала. Сохраняются, как и на рис.24а, языки свечения в вечерние часы для средней магнитной активности и в дневные часы для слабой, хотя форма их несколько меняется. При понижении магнитной активности свечение в полярной шапке усиливается. Были рассчитаны аналогичные пространственно-временные распределения свечения для наиболее сильных полос систем 1PGN 2 ( 750.5 нм) и GMN 2 ( 1108.7 нм). Общий характер распределения свечения сходен с 1NGN 2 , но интенсивность свечения этих эмиссий выше, чем для 427.8 нм. При спокойных магнитных условиях область повышенного субаврорального свечения в ночные часы для 1PGN 2 и GMN 2 тоже заметно шире, чем для 427.8 нм. Сопоставление границ овала и диффузного свечения с планетарным распределением свечения молекулярных полос азота, рассчитанного для разных уровней магнитной активности и разных высот по модели высыпания авроральных частиц, показало, что границы овала сияний хорошо совпадают с областью максимального свечения. Сжатие овала при уменьшении магнитной активности сопровождается сжатием области максимального свечения. Эти закономнрности сохраняются для разных высотных уровней с соответствующим изменением интенсивности свечения. Экваториальная граница диффузного свечения совпадает с границей свечения, интенсивность которого на порядок ниже свечения внутри овала. На ночной стороне диффузное свечение совпадает с областью минимальной энергии авроральных электронов, на дневной - с областью максимальных энергий. 6. СОПРЯЖЕННОСТЬ СИЯНИЙ И АВРОРАЛЬНЫХ ОВАЛОВ Вопрос о сопряженности сияний в северном и южном полушариях обсуждался давно. Еще Фритц и Штермер писали о том, что, так как северное и южное полушарии связаны магнитными силовыми линиями, то сияния в обоих полушариях должны находиться на одинаковых широтах и иметь сходные вариации яркости [Fritz, 1981; Stormer, 1955]. Большая вероятность наличия сопряженности подтверждается также сходством изохазм в Аркитке и Антарктике, если их построить в геомагнитных координатах [см. например, Feldstein et al., 1974]. Однако до МГГ фактически не было станций, наблюдавших полярные сияния, данные которых можно было бы использовать для изучения этого вопроса. Первые реальные исследования сопряженности начались после МГГ, когда был получен богатый материал с большого числа станций, оснащенных камерами всего неба. Подбирались имеющиеся в наличии пары станций в разных полушариях, геомагнитные координаты которых были близки. В [De Witt, 1962] по данным станций о.Кембелл - Фаревелл (60) и о.Маккуори - Котцебу () было показано, что для этих пар станций как появление полярных сияний, так и временные вариации их активности происходят синхронно. Фактически первая специальная экспедиция для исследования сопряженности сияний была проведена в 1961-1962 годах Полярным геофизическим институтом и Институтом земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн АН СССР (руководитель директор ПГИ С.И.Исаев) с одной стороны и Национальным центром научных исследований Франции (руководитель проф. Ж.Блямо) с другой [Исаев и др., 1962; Исаев, 1968]. В южном полушарии наблюдения проводились на о. Кергелен в обс. Порто-о-Франс. Для этого пункта были рассчитаны координаты сопряженной точки в северном полушарии и в качестве основной базы был выбран поселок Яренск в Архангельской области. В Яренске и Кергелене наблюдения велись на одинаковой фотометрической аппаратуре, как в эмиссиях, так и интегральными фотометрами. В северном полушарии кроме Яренска в области, близкой к сопряженной точке, работало несколько камер всего неба. На рис.25 приведены два примера одновременной фотометрической регистрации сияний. Видно, что наблюдается достаточно хорошее соответствие временных вариаций интенсивности свечения в обоих полушариях [Bhavsar et al., 1965]. В дальнейшем советско-французское сотрудничество было продолжено. На рис.26 приведены положения сияний для 4 x моментов суббури 25 февраля 1971 года, полученные камерами всего неба на о.Кергелен и в Архангельской области [Fehrenbach et al., 1974]. Заключительным этапом этого содружества был эксперимент АРАКС с запуском ракеты с о.Кергелен с инжектором электронов, направленным вдоль силовой линии в пртивоположное полушарие [Cambou et al., 1975]. Наиболее надежные результаты по сопряженности сияний были получены во время специального эксперимента, когда с двух самолетов, пролетавших вдоль сопряженных трасс в северном и южном полушариях, проводилось одновременное фотографирование сияний [Belon et al., 1969]. На рис.27 приведено два примера регистрации сияний в разных полушариях после проектирования южных сияний в северную полусферу. Магнитное поле во время эксперимента было спокойным и во всех случаях наблюдалось практически полное совпадение положения сияний. Проектирование из одного полушария в другое проводилось по модели [Hendrics and Cain, 1966]. Небольшие расхождения можно объяснить ошибками при определении положения сияний и недостатками модели магнитного поля, с помощью которого проводилось проектирование из одного полушария в другое. Однако дальнейшие исследования показали, что во время суббурь в высокоширотной части овала сопряженность можен нарушаться. В [Stenbaek-Nielsen et al., 1972] сияния при исследовании сопряженности были разделены на две части, экваториальную ( ) и высокоширотную. Для экваториальных сияний всегда наблюдалась хорошая сопряженность. Высокоширотные сияния при спокойных условиях тоже сопряжены, но при магнитных возмущениях сопряженность ухудшается. Сопоставление положения полюсной кромки сияний, полученной спутником “Полар”, пролетавшего над северным полушарием, со снмиками антарктической камеры всего неба на ст. Восток показало, что при общем подобии развития сияний иногда могут наблюдаться значительные расхождения их положения, причем эта разница доходила до 400 км [Vorobjev et al., 1999]. Согласно [Stenbaek-Nielsen and Otto, 1997; Vorobjev et al., 1999], нарушение сопряженности может быть связана с вариациями ММП. Тем не менее среднестатистические распределения вероятности появления сияний в северном и южном полушариях очень похожи. На рис.28 приведены изоавроры (линии одинаковой вероятности появления сияний в зените) в северном и южном полушариях за период МГГ для ночных и дневныж часов [Фельдштейн, 1963; Feldstein et al., 1974]. Распределения сияний в обоих полушариях практически тождественны, максимальная изоаврора располагается на одной и той же исправленной геомагнитной широте. Некоторое отличие форм кривых определяется разной конфигурацией реального магнитного поля в Арктике и Антарктике. Отсюда можно предположить наличие хорошей сопряженности среднестатистических авроральных овалов в обоих полушариях. В [Bond and Thomas, 1971] было исследовано положение овала сияний в южном полушарии при разном уровне магнитной активности. На рис.29 приведены овалы для обоих полушарий. В качестве характеристики магнитной активности в [Bond and Thomas] использовался Кр-индекс. В связи с этим приведенные на рис.29 овалы для северного полушария, полученные в [Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968], были тоже построены в зависимости от Кр. Сравнение данных для Арктики и Антарктики показало, что при одинаковых Кр-индексов формы овалов похожи, но размеры в южном полушарии оказались значительно больше. Это связано с различной методикой обработки. В [Feldstein and Starkov, 1967] определялось среднее значение границы в данном временном интервале и при данном уровне магнитной активности. В [Bond and Thomas] в качестве границы проводилась огибающая всех форм сияний, которые наблюдались при данном Кр, то есть определялась не средняя, а экстремальная граница. Вероятно, это менее корректно. Например, во время активной фазы сильной суббури сияния могут доходить до , но такие случаи довольно редки и кратковременны, а при методике, принятой в [Bond and Thomas, 1971], граница овала проводится по наблюдениям во время этих редких событий. Для более детального сравнения южных и северных овалов на рис.30 для полуночных часов приведены границы полосы свечения в зависимости от разных индексов магнитной активности [Feldstein et al., 1974]. Заштрихована полоса полуночных сияний в зависимости от Q-индекса. Штрихами показаны средние изменения размеров овала в зависимости от Кр. Размеры овала в зависимости от Кр заметно больше. Это связано с тем, что Кр-индекс является довольно грубой характеристикой магнитной активности с трехчасовым разрешением по времени, в то время как авроральная суббуря проходит через все фазы за 1-2 часа. Использование Кр-индекса приводит к тому, что осредняются экстремальные данные за трехчасовые интервалы. На том же рисунке приведены данные [Bond and Thomas, 1971], которые дают еще более широкую полосу свечения. Получаются как бы вложенные друг в друга полосы свечения разной ширины. Самая узкая полоса получается при использовании Q-индекса, о преимуществе которого говорилось выше. При использовании средних значений в зависимости от Кр полоса заметно расширяется, но все же не доходит до широт, полученных в [Bond and Thomas, 1971]. Наибольшее различие имеет место для приполюсной границы. Это легко объясняется резким броском сияний к полюсу во время активной фазы суббури, когда наблюдается кратеовременное смещение полюсной границы в высокие широты. В связи с этим данные, приведенные в [Feldstein and Starkov, 1967], были обработаны по методике, предложенной в [Bond and Thomas, 1971], то есть определялись экстремальные значения границ из всего набора данных для разных Кр. Эти результаты для северного полушария приведены на рис.30 крестиками. Сравнение положения границ в северном и южном полушариях, полученных с помощью одинаковой методики, показало, что расхождение наблюдается только для Кр = 0, но сдвиг сияний на из-за малой статистики поставлен под сомнение самими авторами и не подтверждается данными северного полушария. Для остальных значений Кр полосы свечения в исправленной геомагнитной системе координат практически совпадают. Отсюда можно заключить, что среднестатистические овалы в северном и южном полушариях хорошо сопряжены для любого уровня магнитной активности. Для практического использования больший интерес представляют средние, а не предельные значения границ овалов, тем более что эти данные подтверждаются спутниковсими наблюдениями. В связи с этим овалы, полученные в [Feldstein and Starkov, 1067], в преположении их сопряженности и инвариантности в исправленной системе координат, были спроектированы в южное полушарие для разных моментов мирового времени. В качестве характеристики магнитной активности использовался Q-индекс. Примеры овалов сияний в северном и южном полушариях для двух моментов мирового времени приведены на рис.31 и 32. Согласно [Фельдштейн и Старков, 1968], нанесены разрывы между дневными и ночными участками овалов для спокойных магнитных условий. При отсутствии магнитных возмущений внутри овала наблюдаются сияний полярной шапки, которые исчезают при повышении магнитной активности. Внутри овалов показаны формы сияний, типичные для данного уровня магнитной активности и данного участка овала. Распределение форм определяется, в основном, интенсивностью и фазой магнитосферной суббури. Схема развития суббури была предложена Акасофу [Akasofu, 1964, 1968] и в дальнейшем развита и уточнена другими исследователями, см., например [Белякова и др., 1968; Старков и Фельдштейн, 1971; Arasofu et al., 1973; Воробьев и Реженов, 1975; Сергеев и Яхнин, 1979; Rostoker et al., 1980]. Распределение дискретных форм внутри овала на рис.31 и 32 нанесены по данным многочисленных работ, некоторые из которых упомянуты выше. Распределение сияний при Q = 4 соответствует активной фазе средней суббури, а при Q = 7 - сильной. Различие конфигураций областей свечения в северном и южном полушариях при одинаковом уровне магнитной активности определяется различием реального магнитного поля Земли. Как уже отмечалось, предполагается сопряженность областей свечения и в исправленных геомагнитных координатах овалы пространственно совпадают. Такие карты удобны при сопоставлении геофизических явлений в каком-то конкретном районе высоких широт с областями аврорального свечения. Более подробные карты овалов сияний в географических координатах для разного уровня магнитной активности и разных моментов мирового времени для Арктики и Антарктики приведены в [Cтарков, 1973; Зверев и Старков, 1975]. Можно предположить, что границы диффузного свечения тоже сопряжены, но отсутствие экспериментального материала не позволяет ни подтвердить, ни отвергнуть это предположение. 7. ВЛИЯНИЕ НАКЛОНА МАГНИТНОЙ ОСИ НА ПОЛОЖЕНИЕ ОБЛАСТЕЙ СВЕЧЕНИЯ. Авроральное свечение вызывается заряженными частицами, которые направляются магнитным полем Земли, и поэтому положение овалов сияний и пояса диффузного свечения по самой методике их определения должны быть инвариантны в исправленной геомагнитной системе координат, которая учитывает реальное магнитное поле, то есть при одном и том же уровне магнитной активности и для одного того же момента местного времени сияния должны располагаться на той же широте для любого сезона и момента мирового времени. Однако было показано [Свердлов, 1975; 1977], что и исправленная система геомагнитных координат требует корректировки, связанной с вариациями угла наклона магнитной оси, который, из-за несовпадения оси диполья с осью вращения, зависит как от мирового времени, так и от сезона. Система координат, предложенная в [Свердлов, 1975, 1977] и названная инвариантной, учитывает угол наклона и позволяет исключить как сезонные вариации, так и эффект мирового времени. В этой системе реальная точка на земной поверхности меняет свои инвариантные координаты в зависимости от угла наклона земной оси. В период равноденствия инвариантные координаты близки к исправленным геомагнитным. Схематически конфигурация широтных изолиний инвариантной системы относительно геомагнитных координат в зависимости от сезона приведена на рис.33. Любая фиксированная точка в исправленной геомагнитной системе координат в течение сезона несколько меняет свою инвариантную широту. Как видно из рисунка, в равноденствие эти системы практически совпадают. Наиболее сильно эффект смещения проявляется для меридиональных сектороа 0 и 180, причем в течение года знак смещения меняется на противоположный. В [Feldstein and Starkov, 1970] поданным спутника Алуэтт-2 были определены широтные вариации положения полуденных сияний при низком уровне магнитной активности (Q 3), которые приведены на рис34. Сглаженная кривая близка к синусоиде с амплитудой .5, которая по форме близка к результатам, полученным в [Maehlum, 1968], но смещена на 1-2 часа на более раннее время. Согласно [ Свердлов, 1975; Cергеева, 1975 ], кривая на рис. 34 соответствует изменению геомагнитной широты в зависимости от UT и в инвариантной системе координат эти вариации должны отсутствовать. В связи с этим данные рис.24 по картам, приведенным в [Свердлов и др., 1975], были пересчитаны в инвариантную систему. На рисунке эти результаты показаны штриховой линией. Видно, что в пределах ошибки в инвариантной системе координат эффект мирового времени практически отсутствует. Инвариантная система координат позволяет объяснить долготный эффект активности сияний [Молчанова и др., 1973]. Долготный эффект достаточно четко обнаруживается в вариациях магнитного поля [Фельдштейн, 1963б; Мишин и Немцова, 1964; Пудовкин и Шумилов, 1967]. Согласно [Фельдштейн, 1963б], наблюдается суточная волна магнитной активности с максимумом в 16 UT и минимумом в 04 UT, что совпадает с вариацией угла наклона оси магнитного диполя к плоскости эклиптики. Амплитуда долготного эффекта в три раза меньше амплитуды суточных вариаций. В [Пудовкин и Шумилов, 1967] показано, что мировое время влияет на амплитуду магнитных возмущений, сам момент появления которых определяется местным временем. Кроме суточной волны с максимумом в 16 UT и минимумом в 04 UT, как и в [Фельдштейн,1963б], наблюдаются еще дополнительные достаточно четкие экстремумы. Для полярных сияний сведения более разноречивые. В [Davis, 1961] показано, что вероятность появления сияний над Скандинавией ниже чем над Аляской. В [Старков, 1966] обнаружено влияние мирового времени, но оно сравнительно невелико и проявляется только в некоторой деформации кривых суточных вариаций, которые определяются местным временем. Согласно [Фельдштейн и Соломатина, 1961], долготный эффект активности сияний практически отсутствует. В связи с этим в [Молчанова и др, 1973] был исследован долготный эффект вероятности появления полярных сияний по наблюдениям зональных станций во время МГГ. Всего были использованы данные 23 станций, расположенных на = 64-70. Рассматривались только околополуночные часы. Вероятность появления определялась как отношение получасовых интервалов с сияниями к общему числу интервалов наблюдения при хороших погодных условиях. Полученные результаты приведены на рис.35. Временные вариации представляют собой довольно сложную кривую с явно выраженным минимумом в 04 UT и небольшим вторичным минимумом в 15 UT. В остальное время в пределах ошибки измерений уровень активности сияний меняется мало, максимальное значение вероятности появления наблюдается в районе 19-20 UT. Сопоставление с данными [Свердлов и др., 1975] показало, что минимум в 04 UT связан с резким уходом инвариантной широты к полюсу, причем сдвиг доходит до 3 широты. Если инвариантная широта является изолинией активности сияний, то сдвиг к полюсу инвариантной широты, где наблюдается максимальная активность сияний, должен привести к понижению вероятности появления сияний на геомагнитной широте максимума. Небольшой вторичный минимум в 15 UT связан с уходом инвариантной широты к экватору. Такое смещение не должно привести к заметному уменьшению вероятности появления, так как сдвиг в данном случае приблизительно в два раза меньше [Свердлов и др., 1975] и, с другой стороны, при среднем уровне магнитной активности сияния располагаются на =66-70 и сдвиг к экватору, в отличии от сдвига к полюсу, не должен существенно сказаться на вероятности их появления. Тем не менее, по времени вторичный минимум совпадает с максимальным сдвигом инвариантной широты к экватору. Надо отметить, что в [Мишин и Немцова, 1964], где исследовался долготный эффект магнитной активности, получено, что минимум магнитной активности зимой наблюдается в 04 UT, а летом - в 16 UT, что хорошо совпадает с сезонным эффектом движения инвариантной широты [Свердлов и др., 1975]. Влиянием угла наклона оси земного диполя, которое учитывается инвариантной системой координат, можно также объяснить долготные вариации магнитной активности, полученные в [Фельдштейн, 1963; Пудовкин и Шумилов, 1967]. Непосредственная экспериментальная проверка применимости инвариантной системы для объяснения сезонных вариаций положения сияний была проведена в [Cвердлов и др., 1977а]. В качестве исходного материала использовались таблицы визуальных наблюдений полярных сияний в период МГГ [McInnes, 1964], когда работала густая наблюдательная сеть. Все данные были разбиты на 8 долготных интервалов, в которых отмечалось наличие или отсутствие сияний для каждого градуса геомагнитной широты. Для исследования были выбраны взаимопротивоположные сектора, центрированные на 06 и 18 UT, в которых сезонный эффект должен быть максимальным и противоположным по знаку. Внутри выбранных секторов определялось наиболее экваториальное положение сияний для данного часа и данного значения AE-индекса. Наиболее пригодным для исследования был сектор 06 UT за счет большого различия между географическими и геомагнитными координатами, причем высоким геомагнитным широтам соответстуют низкие географические. Поэтому в этом секторе в полночь даже летом было достаточно темно для наблюдения сияний и появилась возможность исследовать поведение сияний для всех сезонов. Данные для этого сектора приведены на рис36а. На верхней панели приведены положения эквториальной границы сияний в зимние, равноденственные и летние месяцы в зависимости от уровня магнитной активности. Штриховыми линиями проведены аппроксимации положения границ для разных сезонов в геомагнитной системк координат. Отчетливо видно, что зимой сияния занимают наиболее северное положение и смещаются к югу при переходе к равноденствию и лету. На нижней панели приведены те же данные, пересчитанные в инвариантную систему. Разброс точек довольно велик, что связано с неоднородностью и большими ошибками визуальных наблюдений, в таблицах отмечены только случаи наличия сияний, а при их отсутствии не указаны погодные условия. Тем не менее видно, что все данные центрируются вокруг какой-то средней кривой независимо от сезона. На рис.36б приведены данные противоположного сектора, центрированного на 18 UT (район Диксона и Челюскина). Здесь летние наблюдения были невозможны и приведены данные только для зимы и равноденствия. Как и на верхней панели рис.36а, наблюдается отчетливое различие положения сияний для разных сезонов, причем сезонный сдвиг сияний имеет обратный знак. Пересчет в инвариантную систему тоже приводит к исчезновению сезонного эффекта. На рис.37 приведено положение аврорального овала для среднего уровня магнитной активности в 08 UT для трех сезонов [Свердлов и др., 1977б]. Надо отметить, что выбран момент мирового времени, когда сезонный эффект проявляется наиболее сильно, для других интервалов UT он меньше. В заключение надо отметить, что существует зависимость положения сияний от угла наклона земного магнитного диполя. Она в среднем невелика, но при точных расчетах ее необходимо учитывать. Более подробные сведения об инвариантной системе координат приведены в [Свердлов, 1975, 1977]. Сезонный эффект не влияет на сопряженность (см. предыдущий раздел), так как зимой в северном полушарии на конкретной долготе инвариантная широта смещается в том же направлении, что и летом в южном. 8.ДВОЙНОЙ ОВАЛ В последнее время появилась серия работ, в которых говорится, что в конце активной фазв суббури и во время фазы восстановления максимальная интенсивность свечения наблюдается вблизи приполюсной и экваториальной границ аврорального овала [Elphinstone et al., 1995a, 1995б]. Эта особенность распределения свечения была названа “двойным овалом”. В [Хорошева, 1961; Фельдштейн, 1963; Feldstein and Starkov, 1967; Bond and Thomas, 1971, и др.] исследовалась динамика границ аврорального овала, который понимался как относительно однородная полоса свечения. Авторы всех этих работ понимали, что это только первое приближение. Сам факт наличия магнитосферных суббурь, одним из наиболее ярких проявлений которых являются авроральные суббури, исследованию которых посвящаются специальные международные конференции, см., например, [Substorms 1, 1992; Third Inter. Conf. on Substorms, 1996], говорит о том, что внутренняя структура овала достаточно сложне. По сути дела работы [Elphinstone et al., 1994, 1995a, 1995б] посвящены исследованию тонкой структуры свечения внутри аврорального овала. На основе комплексных наблюдений на борту спутника “Викинг” (авроральное свечение, продольные токи, пространственное распределение вторгающихся частиц) было показано, что на поздней стадии суббури на ночной стороне кроме основного авроральное свечение в середине овала наблюдается также отчетливый максимум в приполюсной части. Главный максимум в центральной и экваториальной части овала связан с высыпаниями из центрального плазменного слоя, а более высокоширотное повышение свечения - с граничным плазменным слоем. Если высокоширотная активизация свечения наблюдается тоже внутри аврорального овала, то в ночной овал проектируется как центральный, так и граничный плазменные слои. Пример наблюдения двойного овала приведен на рис.38 [Elphinstone et al., 1995a]. Однако наличие тонкой структуры овала было обнаружено более 20 лет назад в работах [Мишин и др., 1970; Mishin et al., 1970; Мишин и Попов, 1970, 1973]. К сожалению, эти исследования относительно мало известны в связи с тем, что авторы утверждали, что в высоких широтах существуют две квазикруговые зоны свечения и отрицали наличие аврорального овала, хотя это уже было подтверждено как наземными, так и спутниковыми наблюдениями, см. предыдущие разделы. Такое расхождение было связано с неточностями применяемой методики обработки [Старков и др., 1973], но наличие тонкой структуры области свечения в этих работах было показано достаточно уверенно. На рис.39 приведено распределение вероятности появления полярных сияний по данным камер всего неба якутского сектора Арктики без учета вариаций магнитной активности [Мишин и др, 1970]. В ночные часы видны два основных максимума свечения на геомагнитных широтах 70 и 62. Эти два максимума соответствуют положениям полюсной и экваториальной границам овала. В субавроральной зоне виден еще один небольшой максимум на 57, который, вероятно, связана с полосой диффузного свечения. В более поздней работе [Гусев, 1980] по данным спутника DMSP было подтверждено, что пространственно-временное распределение сияний на ночной стороне в меридиональном сечении имеет два максимума. Пример такого распределения приведен на рис.40 [Гусев, 1980], причем наиболее отчетливо такое раздвоение овала наблюдается в активную фазу суббури или в начале фазы восстановления. Бизональная структура распределения авроральных форм, что эквивалентно двойному овалу, была использована в [Feldstein, 1991] для схематического представления широтного распределения дискретных форм сияний на разных фазах авроральной суббури. В соответствии с [Elphinstone et al., 1994], структуры, соответствующие высыпаниям типа “перевернутого V”, совпадающие с дискретными формами сияний, наблюдаются рядом с границей изотропии протонов с энергией 40 кеВ, которая совпадает с экваториальной границей аврорального овала [Feldstein and Starkov, 1970; Deehr et al., 1976; Weiss et al., 1992]. Двойной овал есть одно из проявлений авроральной суббури. Стандартная схема ее развития заключается в том, что вспышка сияний в начале активной фазы возникает на экваториальной границе ночного овала, после чего яркая волна свечения быстро распространяется к полюсу. После прохождения волны остается довольно яркое диффузное свечение, но четкие дискретные формы, как правило, исчезают. Наблюдается распространяющаяся к полюсу яркая волна свечения и дискретные дуги на экваториальной стороне овала, который в своей центральной части заполнен диффузным свечением. Подобное распределение свечения существует и в начале фазы восстановления, после чего овал начинает сжиматься. Такая схема развития суббури и создает распределение, которое получило название двойного овала. На рис.41 приведено распределение дискретных форм поперек аврорального овала на ночной стороне во время активной фазы суббури по данным аскафильмов зональных станций [Зверев и др., 1988]. Распределение имеет два четких максимума на границах овала, причем полюсный заметно выше, и глубокий минимум в середине, который говорит о том, что в этой области обычно наблюдаются обрывки дуг или короткоживущие дуги, которые погружены в диффузное свечение. Исследование пространственного распределения активных сияний тоже показало наличие раздвоения в ночные часы. По аскаплотам 70 станций северного полушария для периода МГГ было построено распределение вероятности появления сияний с активностью в 3 балла по шкале аскаплот [Stoffregen, 1962] для разных уровней магнитной активности. Эта шкала учитывает яркость сияний, длительность их существования на небе и тип форм, согласно шкале активности, предложенной в [Akasofu, 1965]. На рис.42а приведено распределение активных сияний при спокойных условиях (Кр = 0 и 1). В качестве системы отсчета на рисунке штриховыми линиями показано положение аврорального овала, построенного по методике, предложенной в [Фельдштейн, 1963а], но по данным всех 70 станций. Полученный овал в пределах 1 -2 широты совпадает с овалом Фельдштейна. Наибольшая вероятность появления активных сияний в районе полуночи наблюдается в двух разнесенных зонах. Все распределение смещено на вечернюю сторону. Подобная картина наблюдается и при среднем уровне магнитной активности (Кр = 3), где раздвоение заметно в предполуночные часы, рис.42б. Для сильных возмущений (Кр 5) вероятность появления активных сияний возрастает и тонкая структура с раздвоением не обнаруживается. Таким образом, тонкая структура ночной полосы свечения (двойной овал), исследованная в [Elphinstone et al., 1994, 1995a, 1995б], была обнаружена еще по данным камер всего неба, полученным в период МГГ. Эта структура распределения свечения внутри овала есть проявление особенностей динамики сияний в процессе развития авроральной суббури. 9.ВЛИЯНИЕ Вz КОМПОНЕНТЫ ММП НА АВРОРАЛЬНОЕ СВЕЧЕНИЕ. Выше было рассмотрено влияние на размеры и форму овалов различных геофизических процессов, из которых главную роль играют магнитные возмущения. Но первопричиной всех высокоширотных процессов является солнечный ветер. Это поток заряженных частиц, испускаемых Солнцем, который создает магнитосферу Земли, вызывает магнитные бури и полярные сияния [Parker, 1958; Паркер, 1965; Сергеев и Цыганенко, 1980; Коваленко, 1983]. Солнечная корона является видимым проявлением этих потоков. Так как Солнце обладает магнитным полем, то эти потоки, при условии “вмороженности”, выносят это поле в межпланетное пространство. Вмороженность магнитного поля определяется магнитным числом Рейнольдса, которое равно отношению времени диффузии силовой линии магнитного поля на какое-то расстояние к времени переноса этой линии на такое же расстояние за счет направленного движения. В солнечной короне магнитное число Рейнольдса равно 10 16 и, конечно, магнитное поле будет вмороженным. Следовательно, вытекающая плазма будет увлекать магнитное поле Солнца, формируя межпланетное магнитное поле (ММП). Детально форма ММП при стационарном расширении солнечной короны в предположении, что основания силовых линий прикреплены к вращающемуся Солнцу, была рассмотрена в [Parker, 1958; Паркер, 1965]. Силовые линии ММП будут иметь вид спирали Архимеда, как результирующей вращения их основания вместе с Солнцем и радиального увлечения плазмой за счет вмороженности. Два примера структуры межпланетного поля, из которых отчетливо видна спиральная структура, приведены на рис.43 [Коваленко, 1983]. Линейная скорость вращения Солнца как твердого тела равна 430 км/с, отсюда, если скорость солнечного ветра такой же величины, а это соответствует средним экспериментальным данным, то силовые линии межпланетного магнитного поля вблизи орбиты Земли должны составлять с радиусом- вектором угол, равный 45, см. рис.43. Основное влияние на интенсивность протекания геофизических возмущений играет вертикальная составляющая ММП. При Bz направление ММП в лобовой точке магнитосферы противоположно направлению земного магнитного поля. В результате происходит пересоединение магнитных полей, эрозия дневной магнитосферы и переброска части магнитных силовых линий в хвост. Это приводит к сжатию дневной магнитосферы и переносу в плазменный слой магнитного потока. Энергия, запасенная в хвосте магнитосферы, высвобождается во время активной фазы суббури, см. например [Substorms 1, 1992; Third Inter. Conf. on Substorms, 1996]. Изменение параметров солнечного ветра в первую очередь влияет на дневную магнитосферу и связанную с ней дневную часть аврорального овала. Тесная связь поведения дневных сияний с Bzкомпонентой ММП была исследована в [Vorobjev et al., 1976; Horwitz and Akasofu, 1977]. Было показано, что уменьшение Bz сопровождается смещением экваториальной границы овала в более низкие широты. Детальное статистическое исследование связи положения границ овала в дневном секторе с величиной и направлением Bz-компоненты ММП было проведено в [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Использовались аскафильмы станций Челюскин (), Хейс () и Мирный () и среднечасовые данные о межпланетном магнитном поле по [King,1977] с 1968 по 1974 гг. Среднечасовые значения положения полюсной и экваториальной границ овала сопоставлялись со среднечасовыми значениями Bz ММП. Результаты приведены на рис.44. Положение сияний исследовались в интервале 09-15 MLT для удобства сопоставления с данными [Burch, 1975], где использовался такой же временной интервал. Положение сияний в северном и южном полушарии практически совпадают. Сравнение с данными [Burch, 1975], которые приведены на том же рисунке, показало, что дневные сияния располагаются на экваториальной стороне широкой области мягких высыпаний, причем в пределах ошибки определения границ полоса сияний смещается в более низкие широты при уменьшении Bz синхронно с экваториальной границей диффузных высыпаний. Этот результат был подтвержден в [Воробьев и Турянский., 1983; Воробьев и др., 1988], где по данным сканирующих фотометров и камеры всего неба было показано, что на дневной стороне наблюдается широкая полоса красного свечения, вызванная вторжением мягких электронов, в экваториальной части которой располагаются дискретные формы овала с пеобладанием свечения эмиссии 557.7 нм. В вечерние и предполуденные часы по данным северного полушария полоса свечения тоже смещается к экватору при уменьшении Bz, причем при бльших отрицательных Bz наблюдается некоторое расширение овала [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Все границы достаточно хорошо аппроксимируются квадратичным полиномом от Bz, причем коэффициент при Bz 2 всегда отрицательный, то есть при больших положительных Bz должен наблюдаться сдвиг овала к экватору с ростом Bz, правда, этот сдвиг начинается только при Bz 20 нТл. Ситуация при Bz 0 соответствует спокойным магнитным условиям, но и здесь не все ясно. Согласно [Akasofu et al., 1973], суббури могут возникать и при Bz 0 , различие от ситуации с Bz наблюдается только количественное. Суббури при положительных значениях Bz кратковременны и протекают внутри сжатого овала. В связи с этим было исследовано изменение границ овала в ночном секторе при Вz [Зверев и др., 1977]. Положение границ овала определялось по аскафильмам станций Мирный (), Челюскин () и Диксон () за 1965-1967 годы. Данные о ММП получены по наблюдениям спутников “Эксплорер-28” и “Эксплорер-33” в солнечно-магнитосферной системе координат. Значения ММП по спутнику “Эксплорер-28” осреднялись за 5.5 минут, а по “Эксплорер-33” - за 10 минут. При северной ориентации ММП полярные сияния представляют собой относительно слабые короткоживущие дуги или полосы. Одновременно наблюдается фоновое свечение, занимающее ограниченный интервал широт. Лучистые формы обычно малоподвижны. Не наблюдается явно выраженное преимущественное направление движение дискретных форм сияний. Существует общее смещение полосы свечения к экватору при приближении к полуночи, связанное с суточным дрейфом овала [Зверев и др., 1977]. Положение овала сияний при Bz в вечерние, ночные и утренние часы приведено на рис.45 (заштрихованная область). Положение границ области свечения в 14-17 MLT получено по аскафильмам станции Мирный. Для интервала 17-21 MLT использовались материалы всех трех станций, а для остальных часов по данным Челюскина и Диксона. При определении среднего положения границ для каждого часа местного геомагнитного времени вводился весовой множитель, равный вероятности появления сияний на данной станции в данный момент MLT. Этот множитель учитывал достоверность определения границ по данным конкретной станции и существенно менялся с местным временем. Так для Мирного вероятность появления сияний овала меняется от 0.9 в 15 MLT до 0.2 в 21 MLT, что обусловлено смещением полосы свечения к экватору. После 21 MLT сияния в Мирном при Bz практически отсутствуют. Для Челюскина и Диксона наблюдается обратная закономерность, то есть вероятность появления растет по мере приближения к местной полуночи, а после 22 MLT сияния на этих станциях наблюдаются постоянно. В интервале 21-06 MLT полюсная граница овала определялась, в основном, по данным Челюскина, а экваториальная - по аскафильмам Диксона. Таким образом, введение весового множителя при определении границ увеличивает вес данных той станции, которая располагается ближе к овалу сияний. Для сравнения на рис.45 нанесены полюсная и экваториальная границы овала для Q-индексов 0 и 1, согласно [Feldstein and Starkov, 1967]. Полоса сияний при положительных значениях Вz в пределах точности совпадает со среднестатистическим овалом при Q = 0. Ширина полосы свечения не превышает 2 широты. Не наблюдается расширения в утренние часы, как это имеет место при спокойных или слабо-возбужденных магнитных условиях. Уже при Q = 1 овал сияний существенно шире, чем полоса свечения при Вz и смещен к экватору относительно этой полосы. Таким образом, при Bz положение овала сияний соответствует спокойным условиям ( Q = 0 или [AL] 10 нТл). Однако более детальное исследование показало, что при Bz 0 наблюдается некоторая зависимость положения овала сияний от величины Bz. На рис.46 приведены три конкретных случая динамики полярных сияний по данным станции Мирный при положительных значениях Bz ММП. 4 июля 1965 г. при небольших положительных значениях Bz короткоживущие однородные формы полярных сияний располагаются на (рис.46а). 31 июля 1965 г. значение Bz-компоненты достигает 4 нТл и сияния наблюдаются экваториальнее и занимают полосу шириной 2 на (рис.46б). В этот день положительное значение Bz наблюдалось довольно длительное время. 21 июля 1966 г. величина Bz доходит до +7 нТл и сияния сместились к экватору до , то есть наблюдается тенденция сдвига сияний к экватору при увеличении Bz. Как видно из рисунка, все сияния при положительных значениях Вz малоподвижны. Из приведенных примеров следует, что наблюдается некоторый сдвиг области свечения к экватору при увеличении положительных значений Bz. Заметный рост магнитной активности с увеличением положительных Bz выявляется при статистическом сопоставлении Bz с индексами магнитной активности. Общий массив данных составлял около 9000 точек. На рис.47 приведена зависимость Кр-индекса и Dst от Bz по данным спутника IMP-8 за 1986 год. Данные по солнечному ветру взяты из NSSDC CD-ROM. Проводилось осреднение значений Кр и Dst для разных значений Bz. Число точек при осреднении сильно различалось, основная масса данных оказывалась в интервале +1 Bz -2 нТл, куда иногда попадало больше половины точек. Поэтому вывод закономерности из всего массива данных зачастую приводил к тому, что характер зависимости в интервале значений +1 Bz -2 нТл распространяется на весь массив. Примененная методика давала одинаковый вес всем интервалам, но при этом осреднение проводилось только тогда, когда число точек n было больше 100 и относительная ошибка не превышала 50%. Чтобы выполнить условие n 100 иногда приходилось расширять интервал значений Bz. Из рис.47 видно, что решающую роль на магнитную активность играет рост [Bz] при Bz 0. Однако увеличение [Bz] при положительных значениях тоже приводит к заметному повышению магнитной активности, хотя и не к такому резкому, как при Bz 0. Согласно многочисленным исследованиям [Фельдштейн и др., 1972; McPherron et al., 1973; Rostoker and Falthammer, 1976; Rostoker et al, 1980], суббуря начинается после поворота Bz к югу. Это приводит к смещению сияний на ночной стороне к экватору при относительно спокойных магнитных условиях [Старков и Фельдштейн, 1971]. Через определенный промежуток времени (длительность предварительной фазы) сияния достигают наиболее экваториального положения, после чего наблюдается резкое повышения яркости сияний с быстрым распространением волны свечения к полюсу (активная фаза суббури). Пример сопоставления вариаций Bz и положения сияний во время авроральной суббури 24 ноября 1965 г. по данным ст. Диксон приведены на рис.48. Вариации Bz получены по данным спутника “Эксплорер-28”, координаты которого в 12 UT были Xe=24.9 Re и Ye=-25.9 Re. С 12.00 до 15.30 UT вертикальная составляющая ММП достигала больших положительных значений с резкими бросками к нулю. Магнитное поле на Земле было спокойным. В связи с вращением Земли под овалом полярные сияния в виде слабой полосы диффузного свечения медленно смещалась к экватору. Смена знака Bz произошла приблизительно в 17.30 UT. Сразу после этого момента появились дискретные формы сияний одновременно наблюдается относительно быстрое смещение дискретных форм к экватору, соответствующее предварительной фазе суббури. Активная фаза суббури начинается в 18.45 UT резким броском сияний к полюсу с при величине Bz 2 нТл. Кроме броска сияний к полюсу активная фаза сопровождается расширением области свечения как к полюсу, так и к экватору за пределы видимости камеры всего неба [Зверев и др., 1981]. По аскафильмам станций Диксон, Челюскин и Мирный были исследованы 24 суббури и показано, что широта, с которой начинается бросок сияний к полюсу, зависит от величины Bz в тот же момент времени. Сияния в конце предварительной фазы располагаются тем экваториальнее, чем больше величина отрицательной Bz-компоненты. Положение сияний перед их броском к полюсу должно определяться ситуацией в ММП во время предварительной фазы, когда происходит накопление энергии, которая потом выделяется в полярную ионосферу во время активной фазы. В связи с этим в [Зверев и др., 1981; Zverev et al., 1979] было исследовано влияние величины Bz ММП как на широту, с которой начинается бросок сияний к полюсу, так и на предельную широту, до которой доходят сияния в максимуме активной фазы, то есть в данном исследовании изучены вариации положения экваториальной и предельной полюсной границ аврорального овала в зависимости от величины Bz. Исследовалась связь положения дуги полярного сияния в момент То (начало броска сияний к полюсу) от минимальных значений вертикальной компоненты Вz в промежуток времени после перехода Bz от положительных значений к отрицательным, но не более, чем в двухчасовом интервале до начала активной фазы. Эта зависимость показана на рис.49 (нижняя кривая), вертикальными линиями дана средняя квадратичная ошибка. Чем больше величина отрицательной Bz во время предварительной фазы, тем на более низкие широты смещаются дискретные формы сияний. Величина Bz влияет и на предльную широту, которую достигают полуночные сияния в максмуме активной фазы, см. рис.49, верхняя кривая. Для слабых и средних суббурь она определялась по аскафильмам ст. Диксон и Челюскин, для интенсивных - по аскафильмам ст. Мирный. При -2 нТл Bz 1 нТл движение сияний к полюсу в начале активной фазы происходит с э0 и полярные сияния в максимуме суббури доходят до . С ростом отрицательных значений Bz происходит уменьшение э0 при одновременном резком увеличении предельной широты. Надо отметить, что приведенные на рис.49 данные отражают в первую очередь величину броска сияний к полюсу в зависимости от Bz, а не действительную ширину овала сияний в максимуме суббури, так как здесь не учтено движение экваториальной границы овала в более низкие широты в процессе развития активной фазы. Кроме ММП на положение сияний оказывает влияние и скорость солнечного ветра, которое подобно влиянию Bz. Увеличение скорости солнечного ветра (V), как и рост [Bz], приводит к росту магнитной активности [Garrett et al., 1974; Дмитриева и др., 1979; Пудовкин и др., 1980; Murayama et al., 1980], и, следовательно, должно сказываться на положении и размерах зоны свечения. Однако, сходство влияния Bz и V создает определенные трудности, так как необходимо разделить влияние этих двух параметров солнечного ветра. В [Воробьев и Зверев, 1982] с этой целью были использованы данные спутника DMSP по свечению, которые сопоставлялись с Bz и V. Вначале была определена зависимость положения экваториальной границы от величины Bz и потом для разных величин скорости солнечного ветра определялось отклонение широты от того значения, которое она должна была бы принять при данном Bz. Было получено, что при малых и средних скоростях солнечного ветра (300-500 м/c) сияния располагаются на 1 - 2 выше, чем они должны были бы находиться при данном Bz. При V 600 м/с сияния наблюдаются уже в более низких широтах, причем эта разность при V 800 м/с достигает 4 широты. Как было показано выше [Зверев и др., 1977], ситуация при Bz 0 cоответствует спокойным условиям, для которых положение овала сияний известно и мало меняется. Поэтому в [Воробьев и Зверев] была исследована зависимость положения полосы свечения в ночные часы от скорости солнечного ветра при Bz 0, см. рис.50. При малых скоростях солнечного ветра овал в ночные часы узкий и его ширина соответствует данным [Feldstein and Starkov, 1967] для спокойных условий. Однако с увеличением скорости ширина его начинает увеличиваться достигая при V=700 м/с шести градусов широты. Это расширение идет за счет смещения на более низкие широты экваториальной границы, в то время как полюсный край полосы свечения в пределах ошибки измерения остается на той же широте. 10.ВЛИЯНИЕ СЕКТОРНОЙ СТРУКТУРЫ И Вy КОМПОНЕНТЫ ММП НА АВРОРАЛЬНОЕ СВЕЧЕНИЕ Как было показано в предыдущем разделе, основным фактором, влияющем на геофизические возмущения являются вариации Bz ММП. Однако на геофизические процессы могут влиять и другие составляющие солнечного ветра. В [Ness and Wilcox, 1964] было показано наличие 27дневной периодичности ориентации вектора ММП, которая хорошо коррелирует со средним направлением фотосферных магнитных полей. Это является доказательством того, что Солнце является источником ММП. Было также обнаружено, что вблизи Земли ММП обычно бывает направленно к Солнцу или от Солнца, что получило название секторной структуры. Согласно [Svalgaard, 1968; Мансуров, 1969], одновременно в приполюсной области Земли возникают специфические токовые системы, состоящие из зональных токов, текущих на дневной стороне, направление которых определяется направлением ММП в плоскости эклиптики. Секторная структура заключается в том, что в течение одного оборота Солнца направление ММП периодически меняется, Обычно наблюдается 4 сектора, но может наблюдаться и двухсекторная структура. Секторная структура хорошо видна на картах межпланетного магнитного поля, приведенных на рис.43. Во время 1845 бартельсовского оборота наблюдались 4 сектора, а во время 1849 оборота существовала двухсекторная структура с некоторым нарушением в районе 270 дня. Общая конфигурация магнитного поля соответствует спирали Архимеда. Появление секторной структуры можно объяснить наличием крупномасштабного квазидипольного магнитного поля Солнца, ось которого наклонена относительно оси вращения [Smith et al., 1978]. Тогда в промежуток времени, когда при вращении Солнца ось диполя наклонена к Земле, в экваториальной плоскости плазма солнечного ветра увлекает составляющую магнитного поля Солнца, направленную к Земле (положительный сектор) и это поле меняет знак в период вращения, когда ось солнечного магнитного диполя наклонена от Земли (отрицательный сектор). Составляющая Ву ММП возникает в солнечном ветре за счет вращения самого Солнца (спираль Архимеда). Такая модель хорошо объясняет двухсекторную структуру. Для более сложных ситуаций необходимо привлекать мультипольные составляющие общего магнитного поля Солнца. Такая секторная структура хорошо проявляется при статистических исследованиях, но в конкретные интервалы времени часто наблюдаются значительные отклонения, которые видны и на рис.9.1. Это связано с тем, что, в отличии от земного, крупномасштабное магнитное поле Солнца подвержено значительным колебаниям, вплоть до изменения знака. Влияние секторной структуры на вероятность появления полярных сияний было исследовано в [Старков и др., 1973]. Знак сектора определялся по [Wilcox, 1969; Мансуров и др., 1976]. Исследовался широтный ход вероятности появления сияний на полуденно-полуночном меридиане для трех ситуаций: положительный сектор (вектор ММП направлен от Солнца), отрицательный сектор (вектор ММП к Солнцу) и переходный период, соответствующий смене знака. Для положительного и отрицательного секторов учитывались только те дни, когда ориентация вектора ММП в экваториальной плоскости сохранялась не менее 4 дней подряд, причем их рассмотрения исключались два дня, предшествующий и следующий за изменением направления поля. Эти дни относились к ситуации смены знака. Вероятность появления сияний определялась по аскаплотам как число получасовых интервалов с сияниями в зените к общему числу интервалов наблюдений при чистом небе. Использовались аскаплоты 28 станций северного и южного полушарий за период МГСС. Обрабатывались 4-часовые интервалы наблюдений, центрированные на местные полночь и полдень. Кривые для всех секторов в полуночные часы имеют максимум на и мало отличаются по амплитуде. Заметное различие наблюдается только в районе экваториальной границы овала, где наибольшая вероятность появления соответствует интервалу смены знака и вероятность появления во время отрицательного сектора выше, чем во время положительного. В полуденном секторе информация имелась только для , что в период минимума солнечного цикла в среднем соответствует области субавроральных широт. В полуденные часы вероятность появления существенно выше в переходные периоды, а при устойчивой ориентации сияния появляются одинакова редко при обоих направлениях ММП. Для выявления особенностей влияния секторной структуры на полярные сияния было рассмотрено изменение вероятности их появления внутри различных секторов для разных широтных интервалов. Учитывались только те периоды, когда одинаковая ориентация межпланетного магнитного поля сохранялась не менее 6 дней. Вся продолжительность определенной секторной структуры принималась за единицу и разбивалась на шесть равных интервалов (секторы длительностью больше 20 дней не рассматривались). На рис.50 а приведены вероятности появления сияний внутри секторов в околополуночные часы для станций северного полушария, расположенных в интервале . Кривая получена осреднением данных девяти станций. Отчетливо выявяется вариация появления сияний внутри сектора. В районе изменения знака ММП сияния появляются наиболее часто. Затем вероятность их появления монотонно уменьшается, достигая минимальных значений внутри сектора. Общий характер изменения вероятности появления сияний практически не зависит от знака сектора. Некоторое различие заключается только в том, что в переходный период вероятность появления сияний выше для положительного сектора. Для высоких широт () характер изменения вероятности появления более однородный. Средняя вероятность появления сияний в два раза выше, наблюдается тенденция некоторого повышения активности сияний при смене знаков секторов, четкий минимум вероятности появления в середине сектора виден только для направления от Солнца. Надо отметить, что из-за ограниченного числа станций эти данные статистически менее обоснованы. Наиболее явно эффект секторной структуры проявляется в околополуденные часы. В связи с тем, что внутри секторов не обнаружено существенное различие в вариациях частоты появления сияний в северном и южном полушариях для увеличения статистической обоснованности осреднялись данные обоих полушарий. Полученные результаты приведены на рис.50б. В районе смены знака ММП вероятность появления сияний резко увеличивается, превышая среднее значение в середине сектора в 5-6 раз. Характер кривых для обеих ориентаций можно считать одинаковым. Низкая вероятность появления сияний обусловлена тем, что использовались данные станций, расположенных в годы минимума солнечной активности экваториальнее овала сияний. Так же как и для полуночных часов, в рацоне смены знака вероятность появления сияний выше для положительного сектора ММП. Максимальная вероятность появления сияний в период смены знака, вероятно, связано с тем, что в этот период средняя ориентация оси магнитного диполя располагается в плоскости перпендикулярной к направлению Солнце-Земля и горизонтальная составляющая в этом направлении колеблется вокруг нуля. В этой ситуации особую роль приобретают вариации Bzсоставляющая ММП, которая вообще оказывает основное влияние на геофизическую активность. В [Зверев и Старков, 1982] было изучено изменение положения границ овала в разных секторах ММП и при разном уровне магнитной активности. Использовался тот же набор аскафильмов за период МГГ и та же методика обработки, что и в [Feldstein and Starkov, 1967; Старков и Фельдштейн, 1968]. Весь массив данных был разбит на два в зависимости от знака секторной структуры, значение которого бралось из [Мансуров и др., 1976]. Так как с помощью AL-индекса фиксировалась планетарная магнитная активность, которая тесно связана с Bz ММП, то влияние By исследовалось для разных, но фиксированных значений Bz. Как и в [Старков и Фельдштейн, 1968], изменения границ аврорального овала определялись для 6 четырехчасовых интервалов. На рис.51 приведены положения авроральных овалов во время разной секторной структуры для трех уровней магнитной активности. При слабой магнитной активности (Q 2 ) овалы практически совпадают. Только на полуденном участке ширина полосы свечения для положительного сектора несколько уже и она располагается вблизи экваториальной границы овала, соответствующего отрицательному сектору. С увеличением магнитной активности начинается заметное расширение аврорального овала на дневной стороне. В 10-14 MLT область свечения сдвигается к экватору с одновременным расширением, причем дневная часть овала полярных сияний для положительного сектора с увеличением магнитной активности постепенно перемещается от экваториальной к приполюсной области свечения для отрицательного сектора, оставаясь все время внутри нее. Значительное относительное расширение области свечения для отрицательного сектора наблюдается также в предполуденные и послеполуденные часы. В 06-10 MLT ширина полосы свечения при AL =6 для отрицательного сектора ММП приблизительно в два раза шире, чем для положительного. На ночной стороне размеры и положение овалов для обоих секторов практически совпадают. При AL =6 в полночь наблюдается некоторый сдвиг к экватору для отрицательного сектора примерно на 1 широты, что находится в пределах средней квадратичной ошибки. Правда, этот результат совпадает с данными, приведенными в [Оль, 1978], где показано, что при смене знака с положительного на отрицательный происходит изменение широты токовой струи на 0.3 - 0.5 в сторону экватора. Заметное влияние секторной структуры проявляется только на дневной стороне. Поэтому на рис.52 более детально приведено изменение положения границ овала в полуденные часы в зависимости от магнитной активности для секторных структур разных знаков [Зверев и Старков, 1982]. При направлении ММП к Солнцу ширина полосы свечения значительно больше. С увеличением магнитной активности для обоих секторов наблюдается увеличение ширины полосы свечения. Однако имеются и существенные отличия. Для положительного сектора полюсная граница полосы свечения практически остается на месте и рост ширины полосы происходит только за счет сдвига в более низкие широты экваториальной границы. При отрицательном секторе вся полоса свечения смещается к экватору, но полюсная граница сдвигается медленнее. Для любого уровня магнитной активности, как и на рис.51, в отрицательном секторе ширина дневного участка больше. Смена знака секторной структуры приводит к изменению знака как Ву, так и Вх ММП и не ясно, какая составляющая играет главную роль. Исследование токовых структур в высоких широтах показало, что они зависят от Ву-компоненты и, вероятно, она оказывает основное влияние на динамику полярных сияний. При Ву ток в северном полушарии на дневной стороне течет на восток, а при Ву - на запад [Фельдштейн и др., 1975; Сумарук и Фельдштейн, 1975]. В южном полушарии направление зональных токов обратное. Конвекция в магнитосфере, контролируемая Ву-компонентой, приводит к искажению симметричной двухвихревой системы конвекции плазмы в высоких широтах [Heppner, 1972]. Измерения электрического поля в авроральной зоне северного полушария показали, что оно больше в утренние часы при Ву и в вечерние часы - при Ву [Mozer and Lucht, 1974]. Эффект влияния направления Ву на процессы, развивающиеся в северном и южном полушарии, оказываются противоположными. Теоретическое распределение эквивалентных токовых систем были рассчитаны в [Leontyev and Lyatsky, 1874] в предположении проникновения электрического поля солнечного ветра, связанного с Y-компонентой ММП, в магнитосферу и хорошо согласуется с экспериментальными результатами. Секторная структура наиболее сильно проявляется на дневной стороне. Поэтому было проведено исследование вариаций положения полосы свечения в этом временном секторе в зависимости от величины и знака Ву ММП [Воробьев и Зверев, 1979, 1981]. Основное влияние на положение сияний играет отрицательная компонента Ву. При Ву вариации положения полосы свечения существенно меньше. Поэтому, чтобы уменьшить влияние Bz отбирались только случаи при Bz 0. Величины Bz и By взяты из [King, 1977]. Высоты сияний, согласно [Старков, 1968], принимались равными 150 км. Использовались аскафильмы ст. Хейса (4.9 ) для северного полушария и ст. Мирный (66) для южного. В связи с тем, что высокоширотная станция Мирный имеет низкую географическую широту и полуденные наблюдения там невозможны из-за солнечной засветки рассматривалась динамика сияний в послеполуденном секторе (13-18 MLT). Исследовался достаточно большой временной интервал, в течение которого положение полосы свечения существенно изменяется в зависимости от местного времени. Поэтому, чтобы исключить эффект смещения сияний за счет вращения Земли, положение границ полярных сияний отсчитывалось от центра среднестатистического овала при Q=4 [Старков и Фельдштейн, 1968] в данный конкретный момент местного времени. Полученные результаты отдельно для северного и южного полушарий приведены на рис.54 жирными сплошными линиями [Воробьев и Зверев, 19??]. Так как исследовалось положение сияний при Bz , что соответствует низкому уровню магнитной активности, а отсчет проводился от середины полосы свечения при Q=4, то . Уменьшение Ву-компоненты сопровождается смещением сияний в более низкие широты. Наиболее cильно это проявляется для экваториальной границы. Характер изменения положения полосы свечения в северном и южном полушариях одинаков. Некоторое различие величины при одинаковых Ву, вероятно, связано с разными углами наклона оси магнитного диполя относительно оси вращения в северном и южном полушариях в зимний период. Зависимости, полученные в [Воробьев и Зверев, 1979,1981], были аппроксимированы квадратичными полиномами и определен коэффициент корреляции между положением границы и величиной Ву. Для экваториальной границы он был равен 0.6, а для полюсной - 0.4. В уравнениях регрессии коэффициенты при квадратичных членах были малы. Характер зависимости в координатах Ву), то есть без учета суточного сдвига овала сияний, получился таким же как и на рис.54, но с меньшим коэффициентом корреляции. Было также рассмотрено влияние величины положительных Bz на положение дневных сияний [Воробьев и Зверев, 1979]. Оказалось, что здесь тоже наблюдается заметная связь, коэффициент корреляции 0.55, причем увеличение Bz приводит к смещению сияний к полюсу, что эквивалентно уменьшению возмущенности, то есть наблюдается обратный эффект по сравнению с ночной стороной, где рост положительной Bz приводит к увеличению уровня возмущенности, см. предыдущий раздел. В использованных массивах корреляция между Bz и By-компонентами слабая (коэффициент корреляции не превышает 0.15), следовательно, эти компоненты можно рассматривать как независимые переменные. Малая величина коэффициентов при квадратичных членах в аппроксимационных выражения для экваториальной границы позволяет в первом приближении ими пренебречь и применить для этой границы метод множественной линейной корреляции. Уравнения регрессии, связывающее положение экваториальной границы дневных сияний с величинами Bz и By при Bz имеют вид: Bz + 0.14 By; r = 0.83 для северного полушария и 15 Bz + 0.13 By; r = 0.76 для южного, где r - коэффициент множественной корреляции. Тонкими сплошными линиями на рис.10.4 показано положение экваториальной границы при разных Ву и постоянных значениях Bz, которые для данных массивов были равны 2.1 нТ и 2.4 нТ соответственно для северного и южного полушарий. Таким образом, влияние секторной структуры и Ву-компоненты ММП на полярные сияния проявляется в следующем: 1. Максимальная активность сияний наблюдается в период смены полярности, причем наиболее сильно это проявляется в дневные часы. 2. Размеры овала при одинаковом уровне магнитной активности на ночной стороне не зависят от знака сектора. На дневной стороне ширина овала несколько больше для отрицательного сектора. 3. Полоса свечения на дневной стороне смещается к экватору при уменьшении Ву ММП. 11. ВАРИАЦИИ ПОЛОЖЕНИЯ ГРАНИЦ АВРОРАЛЬНОГО СВЕЧЕНИЯ И ПЛАЗМЕННЫХ ВТОРЖЕНИЙ В НОЧНОМ СЕКТОРЕ Экспериментальные данные, полученные в области высоких широт на космических аппаратах и с помощью наземных наблюдений за авроральным свечением и вариациями геомагнитного поля, дают информацию о положении границ областей плазменных вторжений с различными структурными и физическими характеристиками. Эти данные отражают структуру, динамику и физические процессы в магнитосфере Земли до геоцентрических расстояний в десятки земных радиусов. По результатам наблюдений характеристик высыпающихся электронов со спутников и их отдельных сопоставлений с одновременными наземными данными опубликовано много исследований об особенностях авроральных высыпаний и структуре магнитосферы в различных секторах местного времени. Однако, результаты исследований достаточно противоречивы. Например, в [Feldstein and Galperin, 1985; Фельдштейн и Гальперин, 1996] овал дискретных форм полярных сияний в околополуночном секторе проектируется в область центрального плазменного слоя (СРS). С другой стороны, согласно [Winningham et al., 1975 ], вторжения из центрального плазменного слоя носят диффузный характер, а из граничного плазменного слоя (ВРS) - дискретный и, следовательно, авроральный овал проектируется на граничный плазменный слой, а экваториальное диффузное свечение связано с CPS. Подобная точка зрения была высказана и в [Lyons, 1992]. Примеры проектирования аврорального овала в разные магнитосферные образования можно существенно расширить. По наблюдениям характеристик высыпающихся частиц на спутниках и аврорального свечения с поверхности Земли удалось существенно усовершенствовать схему вторжения плазмы авроральных энергий в верхнюю атмосферу, предложенную в середине семидесятых годов для полуночного сектора в работе [Winningham et al., 1975]. В результате анализа многочисленных наблюдений на низковысотных спутниках в работах [Фельдштейн и Гальперин, 1966; Newell et al., 1996] была предложена новая классификация областей авроральных вторжений, основанная на особенностях структуры и физических параметрах высыпающихся корпускулярных потоков. При этом классификация плазменных областей, предложенная для полуночного сектора, была распространена на весь интервал ночных часов от 18 до 06 MLT. В работе [Newell et al., 1996] были предложены, основанные на этой классификации, новые алгоритмы автоматической компьютерной обработки данных спутников серии DMSP для ночного сектора. Эти алгоритмы заменили используемую ранее методику автоматического определения границ [Newell et al., 1991]. В [Воробьев и др., 1999] по данным низковысотных спутников DMSP было проведено статистическое исследование положения границ различных областей авроральных вторжений в ночном секторе и их сопоставление с границами аврорального свечения. Данные о положении границ структурных областей использованы для определения их динамики в зависимости от уровня магнитной активности. Проектирование границ структурных образований в магнитосферу позволит связать зоны авроральных вторжений на низких высотах со структурой и динамикой соответствующих плазменных доменов в магнитосфере. Использованы данные о положении границ различных зон плазменных вторжений, полученные по наблюдениям на низковысотных спутниках с полярной орбитой DMSP 6 и 7 для ночной авроральной зоны за 1986 год. Всего обработано около 15 000 орбит. В работе использовалась классификация границ, предложенная в [Newell et al., 1996]. Определялись средние положения границ для разных уровней магнитной активности, в качестве которых использовались часовые индексы AE, AL и AU. Положение границ магнитосферных образований сравнивались с границами аврорального свечения, полученными в [Cтарков, 194б], где приведены математические аппроксимации границ аврорального овала и экваториальной границы диффузного свечения для всех интервалов местного магнитного времени и любых уровней магнитной активности. Эти аппроксимации получены по большому набору наземных и спутниковых экспериментальных данных [Feldstein and Starkov, 1967; Gussenhoven et al, 1983]. По наблюдениям спутников DMSP границы плазменных высыпаний определялись в работе [Newell et al., 1996] по изменению характера вторжений авроральных частиц. Все границы пронумерованы, причем номер растет с увеличением широтного положения границ, которые определялись отдельно для электронов и ионов. Ниже приведены краткие характеристики границ авроральных вторжений, как они предложены в работах [Newell et al., 1996; Фельдштейн и Гальперин, 1996]. Границы b1e и b1i (для электронов и ионов, соответственно) - границы вторжения частиц с “нулевой” энергией. Если широты b1e и b1i примерно совпадают, то предполагается, что эта граница соответствует внутренней границе конвекции, которая в стационарных условиях совпадет с плазмопаузой. Граница b1e соответствует превышению потока энергии больше 10 3 эрг/см 2 с. Порог для определения границы b2i на два порядка ниже. Граница b2e соответствует приполюсному краю области, выше которой энергия электронов перестает увеличиваться с ростом широты. Предполагается, что она является внутренним краем центрального плазменного слоя. Граница b2i - это широта максимального потока энергии вторгающихся ионов. Она примерно совпадает с границей изотропного вторжения ионов [Newell et al., 1998]. Предполагается, что изотропизация связана с рассеянием ионов на вытянутых в хвост магнитосферы силовых линиях и b2i совпадает с околоземным краем токового слоя. Границы b3a и b3b ограничивают с экватора и полюса область, где наблюдаются интенсивные структурированные вторжения частиц с ускорением электронов вдоль силовых линий магнитного поля. В работах [Newell et al., 1996; Фельдштейн и Гальперин, 1996] предполагается, что совпадает с экваториальной границей аврорального овала. Граница b4s отделяет район пространственно структурированных вторжений (низкий коэффициент корреляции соседних спектров) от области диффузных высыпаний (высокий коэффициент корреляции между соседними спектрами). По смыслу она близка к границе b3b. Границы b5e и b5i - это границы, где поток частиц уменьшается по крайней мере в 4 раза при изменении широты на 0,20. Предполагается, что b5e соответствует приполюсной границе аврорального овала. Граница b6 - приполюсная граница мягких вторжений (субвизуального красного свечения), к полюсу от которой наблюдаются только вторжения типа полярного дождя. Предполагается, что она совпадает с границей полярной шапки. На рис.55 приведены вариации среднего положения всех границ авроральных высыпаний в ночном секторе отдельно для электронов и ионов без учета уровня магнитной активности. Средние значения исправленной геомагнитной широты границ в интервале от 17 до 05 MLT вычислялись для каждого двухчасового интервала и центрировались на середину этого интервала. Средняя квадратичная ошибка в определении положения границ составляет примерно 10-20 широты (не показано на рисунке). Характер изменений границ зон авроральных высыпаний похож на соответствующие вариации положения аврорального овала и области диффузного свечения. Границы имеют минимальную широту в полуночные часы и поднимаются в более высокие широты в вечерние и утренние часы MLT. Исключение составляет граница b1e, широта которой плавно понижается от вечера к утру, что вероятно отражает соответствующую закономерность в поведении плазмопаузы. Положение всех ионных границ имеет минимум в районе местной магнитной полуночи. Как следует из данных, приведенных на рис.38а, граница b4s во всем интервале MLT совпадает с границей b3a. Некоторое различие наблюдается только в утренние часы, но оно не превышает ошибку определения. Границы b3b и b5e совпадают в районе полуночи, однако расхождения наблюдаются в вечеренем и утреннем секторах, которые в утренние часы превышают среднюю квадратичную ошибку. По-видимому, структурированные вторжения в утреннем секторе менее интенсивны, чем в вечернем и тем более в околополуночном секторах, а интенсивность вторжений убывает с увеличением широты. Сопоставление положения границ b1e и b1i показывает, что для электронов и ионов в вечерние и полуночные часы положение границ совпадают, однако в утреннем секторе граница для электронов располагается на 2 - 3 по широте экваториальнее ионной. Для b2 совпадение электронной и ионной границ наблюдается только в районе полуночи. В вечерние часы b2i располагается экваториальнее b2e, а в утренние, как и b1i, полюснее. Различие широт границ b6, c одной стороны, и b5e и b3b с другой свидетельствует о том, что между полюсной границей относительно жестких структурированных высыпаний и полярной шапкой существует полоса более слабых по интенсивности и более мягких высыпаний. Такие высыпания могут быть зарегистрированы как полоса слабого диффузного свечения в эмиссии 630,0 нм. Границы b5e и b5i в пределах точности измерений совпадают во всем исследованном временном интервале MLT. На рис.56 приведены изменения положения основных границ электронных высыпаний в районе местной полуночи в зависимости от уровня магнитной активности, выраженной AL-индексом. Чтобы не загромождать рисунок, средние квадратичные ошибки указаны только как половина отклонения в одну или другую сторону. Сплошными линиями показаны аппроксимации полиномами второй степени вида a 0 + a 1 [AL] + a 2 [AL] 2 . Значения коэффициентов полинома для различных границ приведены в таблице 2. Из рисунка видно, что границы b1, b2 и b3a опускаются в более низкие широты с ростом [AL]. Широты границ b5 и b6, наоборот, несколько увеличиваются с ростом активности. При спокойных магнитных условиях наблюдается существенный широтный разрыв между границами b5 и b6. С увеличенем [AL] эти границы сливаются, что свидетельствует о том, что с ростом магнитной активности постепенно сужается и исчезает приполюсная полоса мягких высыпаний. Cопоставление границ электронных высыпаний в полуночном секторе со статистическими границами аврорального свечения, согласно [Старков, 1994б], показывает, что приполюсная граница овала близко совпадает с b5e, а при больших магнитных возмущениях и с b6. Экваториальная граница овала во всем интервале AL не выходит за пределы ошибки определения границы b2e, но обычно она располагается на 0,5 экваториальнее. Границы b3a и b4s только при спокойных условиях близки к экваториальной границе овала. В остальных случаях эти границы располагаются внутри овала. Экваториальная граница диффузного свечения и b1e совпадают только при низком уровне магнитной активности. С ростом магнитной активности граница диффузного свечения опускается на несколько градусов ниже b1e. На рис.57 показано положение границ аврорального свечения совместно с некоторыми границами электронных высыпаний для всего интервала от 18 до 06 MLT при разных уровнях магнитной активности: [AL] < 40 нТл (a), [AL] = 40-150 нТл (б), [AL] = 150-400 нТл (в) и [AL] > 400 нТл (г). Были выбраны электронные границы b1e, b2e, b5e и b6. Граница b1e, согласно [Newell et al., 1996; Фельдштейн и Гальперин, 1996], характеризует положение плазмопаузы, выше которой наблюдается рост энергии электронов с широтой и можно ожидать, что интервал широт между b1e и b2e будет совпадать с полосой диффузного свечения. Согласно [Newell et al., 1996; Фельдштейн и Гальперин, 1996], граница b5e, характеризующая резкий спад интенсивности структурированных высыпаний, может совпадать с полюсной границей аврорального овала, а граница b6 - c границей полярной шапки. Границы b3a и b4s не показаны на рисунке. Их положения практически совпадают. Границы располагаются несколько выше b2e, причем эта разница увеличивается к утренним часам (см. рис.55). При спокойных магнитных условиях (рис.57а) граница b1e в полуночные часы хорошо совпадает с экваториальным краем диффузного свечения, но располагается в несколько более низких широтах утром и вечером. Граница b2e находится внутри области диффузного свечения, и с экваториальной границей овала при таком уровне возмущенности лучше совпадает положение границ b3a и b4s. Граница b6 в полночь совпадает с приполюсной границей овала, а в утреннем и вечернем секторах располагается несколько выше. Граница b6 в ночном секторе находится на 2-30 выше, чем b5e. Последнее может свидетельствовать о том, что при спокойных магнитных условиях полоса субвизуального диффузного свечения примыкает к овалу дискретных сияний со стороны высоких широт. При слабом и среднем уровне магнитной возмущенности (рис.57б и 57в) граница b2e достаточно хорошо совпадает с экваториальным краем овала, а граница конвекции - с экваториальным краем диффузного свечения. Для b2e различие, несколько превышающее ошибку измерения, наблюдается только около 18 и 06 MLT. Расхождение между положением b1e с границей диффузного свечения наибольшее в районе местной магнитной полуночи. Полярная граница овала совпадает с b5e. При большой магнитной активности положение границ b2e и b5e (рис.40г) совпадают с границами овала дискретных сияний, но граница конвекции в районе полуночи располагается существенно выше экваториальной границы диффузного свечения. Ширина полосы мягких высыпаний полюснее границы b5e быстро сужается при увеличении магнитной активности, и при больших [AL] граница полярной шапки совпадает с высокоширотной границей овала. Проведено сопоставление границ плазменных вторжений с положением аврорального свечения, которое вызывается электронными высыпаниями. Для этого использовались, главным образом, границы высыпаний для электронов. В работах [Newell et al., 1996; Фельдштейн и Гальперин, 1996] предполагается, что b1e может cоответствовать положению плазмопаузы в периоды, когда b1e и b1i близко совпадают по широте. Как видно из рис.55, именно в утренние часы наблюдается наибольшее расхождение между b1e и b1i, причем b1i располагается на 1- 2 выше по широте. Согласно [Newell et al., 1996], граница конвекции частиц с нулевой энергией действительно существует, если две границы b1e и b1i совпадают в пределах 0,25 0 магнитной широты. При выполнении этого условия совпадение положения b1 с экваториальной границей диффузного свечния существенно улучшается. Различное взаимное расположение границ b2i и b2e в вечерние и утренние часы, полученное в процессе анализа данных спутников DMSP, отражает установленное по результатам наземных наблюдений взаимное расположение “электронных” и “протонных” полярных сияний. Согласно [Евлашин и Евлашина, 1981], протонное свечение располагается экваториальнее электронных дуг полярных сияний в вечернем секторе и к полюсу от них в утреннем. В работе [Feldstein et al., 1999] этот эффект интерпретируется как результат конвективного и дрейфового движения из ночного магнитосферы ионов на вечернюю, а ионов на утренюю сторону. Граница b2e достаточно хорошо совпадает с экваториальной границей овала, значительное расхождение наблюдается, однако, в утренние часы. Различие между экваториальной границей диффузного свечения и b1e, которое наблюдается, главным образом, в районе магнитной полуночи, возможно обусловлено используемыми для определения границ пороговыми значениями. Как было показано в [Николаенко и др., 1983], положение границы диффузных высыпаний зависит от порогового значения потока энергии, по которому она определяется. При уменьшении этого порога граница смещается к экватору. В [Feldstein and Starkov, 1970; Deehr et al., 1976] было показано, что граница устойчивого захвата электронов с энергией в 40-кэв хорошо совпадает с экваториальной границей овала в ночном секторе. Наблюдения на спутниках серии DMSP не позволяют однозначно определить эту границу [Newell et al., 1996]. Наиболее близкой к границе устойчивого захвата может быть граница b4s. Однако результаты проведенной статистической обработки показывают, что граница b4s совпадает с экваториальной границей овала только при спокойных условиях, а в остальных случаях как b4s, так и b3a располагаются внутри аврорального овала, ближе к его экваториальному краю. Аналогичный результат был получен и в [Kauristie et al., 1999], где проведено исследование связи границ авроральных высыпаний с оптическими наблюдениями сияний. В этой работе для исследованний выбраны границы b2e, b4s и b5e. Распределение свечения определялось по снимкам спутника “Викинг” в УФ-области спектра с высоты 1300 км. Сравнение проводилось для трех уровней свечения: приполюсной границы, максимума свечения и экваториальной границы. Приполюсная и экваториальная границы определялись как положение половинной интенсивности свечения от максимума. Само такое определение границ свечения вызывает возражение. Распределение свечения в высоких широтах довольно сложно и на ночной стороне состоит из овала дискретных форм и примыкающего к нему с экватора и с полюса полос диффузного свечения. Авроральный овал определялся как область существования дискретных форм сияний, независимо от их интенсивности. Отсюда следует, что экваториальная граница свечения, определенная как граница, где интенсивность свечения составляяет 0,5 от максимума, может оказаться как в сильном диффузном свечении, так и внутри овала дискретных форм. Дополнительная погрешность вносится тем, что распределение дискретных форм внутри овала часто имеет два максимума интенсивности вблизи приполюсной и экваториальной границ [Гусев, 1980; Зверев и др., 1988], что хорошо видно со спутников [Elphinstone, 1995a, 1995б]. Это явление часто называют “двойной овал”. Определение размеров овала полярных сияний по полуширине двугорбой кривой может оказаться неоднозначным. Тем не менее, полученные нами результаты в некоторых чертах согласуются с приведенными в [Kauristie et al., 1999]. Так, приполюсная граница свечения, согласно [Kauristie et al., 1999], близка к границе b5e, граница b4s располагается внутри аврорального овала на 2 экваториальнее максимума свечения, а примерно совпадает с экваториальной границей аврорального свечения. Основные результаты, полученные при сопоставлении положени границ различных авроральных вторжений с границами аврорального свечения, можно сформулировать следующим образом: 1. Экваториальная граница овала дискретных форм сияний в ночные часы хорошо совпадает с границей b2e, соответствующей приполюсному краю области, выше которой энергия электронов перестает увеличиваться с ростом широты. Исключение составляет только ситуация при очень слабых магнитных возмущениях, когда граница овала располагается выше по широте на 10-1,50. Предполагается, что граница b2e является внутренним краем центрального плазменного слоя. 2. Приполюсный край аврорального овала совпадает с границей резкого уменьшения потока энергии в структурированных высыпаниях и смягчения жесткости спектра высыпающихся электронов. 3. Экваториальный край области диффузного свечения совпадает с положением границы b1e, которая является внутренней границей конвекции для электронов с “нулевой” энергией. Отличие наблюдается только в районе местной геомагнитной полуночи при очень высоком уровне магнитной активности, когда граница диффузного свечения располагается на более низких широтах, чем плазмопауза. Этот эффект, возможно, связан с тем, что в периоды возмущений плазмосфера очень динамична и авроральная радиация может попадать на низкие L-оболочки внутри плазмосферы. 4. Взаимное расположение границ b2i и b2e в утренние и вечерние часы согласуется со взаимным расположением “электронных” и “протонных” сияний, полученным по результатам наземных оптических наблюдений. 5. Между приполюсной границей аврорального овала и полярной шапкой существует полоса мягких электронных высыпаний с существенно меньшим потоком энергии, чем в овале. Ширина полосы уменьшается с ростом магнитной активности и при интенсивных возмущениях граница полярной шапки начинает совпадать с высокоширотной границей овала. ЗАКЛЮЧЕНИЕ 1. Планетарное распределение полярных сияний представляет собой асимметричный овал, смещенный на ночную сторону. 2. Размеры овала зависят от магнитной активности. При спокойных условиях он похож на кольцо шириной 2. При увеличении магнитной активности размеры овала увеличиваются, причем наиболее значительно это наблюдается на ночной стороне, где расширение идет как к полюсу, так и к экватору. При больших возмущениях ширина овала может преывшать 10. На дневной стороне рост магнитной активности приводит к смещению к экватору с относительно небольшим расширением. 3. Между ночной и дневной частями овала при спокойных магнитных условиях возможно появление появление разрывов. Высоты сияний на ночной стороне ниже, чем на ночной. 4. Экваториальнее аврорального овала наблюдается полоса диффузного свечения, ширина которого составляет в среднем 3-5 широты. Ширина свечения увеличивается с ростом магнитной активности и при больших возмущениях может превышать 10. Максимальная ширина наблюдается в утренние часы. На экваториальной границе диффузного свечения могут появляться волновые структуры с длиной волны 100-500 км. 5. По данным о высыпаниях авроральных электронов рассчитано распределение свечения для разных высотных уровней и различной величине магнитной активности. Форма овала и полосы диффузного свечения не меняется с увеличением высотного уровня, наблюдается только понижение интенсивности свечения. Плотность потока энергии, вносимой в овал в среднем на порядок выше чем в диффузное свечение. Границы аврорального свечения хорошо совпадают с модельными расчетами при любом уровне магнитной активности. 6. Наблюдается сопряженность как дискретных сияний, так и авроральных овалов в северном и южном полушариях. Особенно хорошо она выполняется в экваториальной части аврорального овала. При сильных суббурях может наблюдаться нарушение сопряженности для высокоширотных сияний. 7. Угол наклона оси земного диполя оказывает некоторое влияние на положение овалов. Учет этого влияния позволяет объяснить долготные вариации положения дневной части овала и долготные вариации вероятности появления на ночной стороне. 8. В конце активной фазы суббури и во время фазы восстановления может наблюдаться раздвоение овала в ночные часы, которое проявляется в появлении двух максимумов интенсивности свечения вблизи полюсной и экваториальной границы полосы свечения. Оно было обнаружено по наземным данным и подтверждено спутниковскими наблюдениями. Такое распределение получило название “двойного овала”. 9. Влияние Bz ММП аналогично влиянию магнитной активности. Ситуация при Bz 0 соответствует спокойным условиям и овал располагается на тех же широтах, что и при [AL] 20 нТл. Ситуация с Bz 0 соответствует магнитным возмущениям. С ростом [Bz] полоса свечения на ночной стороне расширяется, а дневная часть смещается к экватору. 10. Увеличение скорости ветра на ночной стороне приводит к расширению полосы свечения. 11. Секторная структура слабо влияет на динамику овала. Активизация сияний наблюдается только при смене знаков секторов. Размеры овалов при любом уровне магнитной активности практически не зависят от знака сектора, только для полуденного участка ширина полосы свечения боьше для отрицательного сектора. 12. Уменьшение компоненты By ММП на дневной стороне в обоих полушариях приводит к смещению полосы к экватору. 13. На ночной стороне авроральный овал проектируется на центральный плазменный слой, а экваториальный край диффузного свечения - на границу плазмопаузы. 14. Между полюсной границей овала и полярной шапкой существует полоса мягких вторжений, ширина которой уменьшается с ростом магнитной активности. В заключение автор считает своим долгом выразить глубокую благодарность проф. Я.И.Фельдштейну, по инициативе которого на заре своей научной туманной юности автор занялся исследованием аврорального овала и в соавторстве с которым было выполнено большинство работ, посвященных этой проблеме. Автор выражает свою благодарность другим соавторам, в первую очередь В.Г.Воробьеву, В.Л.Звереву и В.Е.Иванову, а также J King и Н.Папиташвили за предоставление данных по спутнику IMP-8. ЛИТЕРАТУРА Алексеев В.Н., Величко В.А., Надубович Ю.А. Исследование высот свечения и положения южной границы фонового свечения 6300 А // Физика верхней атмосферы высоких широт. Якутся: изд. ЯФ СО АН СССР. 1975. Вып.3. С.124-133. Андриенко Д.А. Определение высот полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1965. Т.5. С.450-459. Баранова А.В., Горелый К.И., Данилова Л.Г. и др. Авроральные явления вблизи экваториальной границы диффузных высыпаний // Полярные геомагнитные возмущения и связанные с ними явления. Материалы международного симпозиума “Полярные геомагнитные явления”. Апатиты. Изд. Кольского научного центра АН СССР. 1989. С.36-38. Белякова С.И., Зайцева С.А., Пудовкин М.И. Развитие полярной бури // Геомагнетизм и аэрономия. 1968. Т.8. С.712-718. Боголюбов А.А., Власков В.А., Кайла К.У. и др. Фоновое свечение в вечернем секторе на предварительной фазе суббури // Геомагнетизм и аэрономия. 1984. Т.24. С.761-765. Вальчук Т.У., Гальперин Ю.И., Кранье Ж и др. Диффузная зона: IV. Широтная картина высыпания авроральных частиц в ионосферу и структура плазменного слоя в хвосте магнитосферы // Космические исследования. 1979. Т.17. С.559-579. Воробьев В.Г., Реженов Б.В. Скачкообразное пнремещение в западном направлении области локализации авроральной суббури при импульсном изменении магнитного поля // Суббури и возмущения в магнитосфере. Лг. Наука. 1975. С.103-115. Воробьев В.Г., Зверев В.Л. Статистическое изучение связи между компонентами ММП и положением сияний в дневном секторе // Препринт ПГИ-79-2. Апатиты. Изд. КФ АН СССР. 1979. 29 с. Воробьев В.Г., Зверев В.Л. Влияние компонент межпланетного магнитного поля на положение овала сияний в дневном секторе // Полярные сияния и свечение ночного неба. М. Наука. 1981. №28. С.21-24. Воробьев В.Г., Зверев В.Л. Влияние скорости солнечного ветра на на положение и структуру сияний в полуночном секторе // Геомагнетизм и аэрономия. 1982. Т.22. С.81-84. Воробьев В.Г., Турянский В.А. Особенности поведения [OI] 6300 А и 5577 А в дневных сияниях // Геомагнетизм и аэрономия. 1983. Т.23. С.957-962. Воробьев В.Г., Тагиров В.Р., Черноус С.А. Взаимное положение зоны мягких вторжений и авроральных пульсаций в дневной полярной области // Геомагнетизм и аэрономия. 1984. Т.24. С.337-339. Воробьев В.Г., Зверев В.Л., Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Динамика дневных полярных сияний в зависимости от ММП и магнитной активности // Геомагнетизм и аэрономия. 1988. Т.28. №2. С.251-255. Воробьев В.Г., Зверев В.Л., Леонтьев С.В. Структура аврорального свечения в полуденном секторе // Геомагнетизм и аэрономия. 1988. Т.28. №2. С.256-261. Воробьев В.Г., Громова Л.И., Реженов Б.В. и др. Вариации положения границ плазменных вторжений и аврорального свечения в ночном секторе // Геомагнетизм и аэрономия. 1999. Т.34. В печати. Гальперин Ю.И., Кранье Ж., Лисаков Ю.В. и др. Диффузная зона: 1. Модель экваториальной границы диффузной зоны вторжения авроральных электронов в вечернем и околополуночном секторах // Космические исследования. 1977. Т.15. С.421-433. Горелый К.И., Надубович Ю.А., Пономарев Е.А. Волнообразная структура экваториальной границы диффузных высыпаний в предполуночном секторе // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. Наука. 1985. Вып.71. С.194-198. Гусев М.Г. О случаях бизональной структуры в распределении полярных сияний // Магнитосферная суббуря. Якутск. Изд. ЯФ СО АН СССР. 1980. С.112-119. Гусев М.Г., Самсонов В.П. Особенности пространственного распределения полярных сияний в утреннем и вечернем секторах аврорального овала // Бюллетень научно-технической информации. Проблемы космофизики и аэрономии. Якутск. Изд. ЯФ СО АН. 1980. С.26-29. Дмитриева Н.П., Сергеев В.А., Яхнин А.Г. Зависимость величины полярной экспансии западного электроджета во время суббури от скорости солнечного ветра // Высокоширотные геофизические исследованияво время эксперимента “Геос” (результаты МИМ). Апатиты. Изд. КФАН СССР. 1979. С.68-72. Евлашин Л.С. Пространственно-временные вариации водорода в полярных сияниях и их связь с магнитными возмущениями // Геомагнетизм и аэрономия. 1961. Т.1. С.54-58. Eвлашин Л.С. Полярные сияния красного цвета типа А в высоких широтах // Геомагнетизм и аэрономия. 1961. Т.1. С.531-533. Евлашин Л.С., Евлашина Л.М. К проблеме пространственно-временного распределения аврорального свечения // Полярные сияния и свечение ночного неба. М. Наука. 1981. №28. С.24-27. Емельяненко С.Н., Хорошева О.В. Высоты полярных сияний и их связь с геомагнитными возмущениями в высоких широтах // М. Наука. Полярные сияния. 1970. No.19. С.72-76. Зверев В.Л.. Старков Г.В. Овал полярных сияний и секторная структура межпланетного магнитного поля // Полярные сияния. М. ВИНИТИ. 1982. №30. С.53-57. Зверев В.Л., Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Овал полярных сияний при положительной Bzкомпоненте межпланетного магнитного поля // Вариации магнитного поля и полярные сияния. М. Изд. ИЗМИРАН. 1977. С.142-153. Зверев В.Л., Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Влияние Bz-компоненты ММП на динамику полярных сияний в ночном секторе во время авроральной суббури // Полярные сияния и свечение ночного неба. М. Наука. 1981. №28. С.5-10. Зверев В.Л., Корнилова Т.А., Старков Г.В. Меридиональная структура аврорального овала во время суббури // Морфология и физика полярных сияний. Апатиты. Изд. КФАН СССР. 1988. С.7782. Иванов В.Е., Осипов Н.К. Закономерности взаимодействия электронов с массивными газовыми поглотителями // ПМТФ. 1981. №1. С.20-27. Иванов В.Е., Сергиенко Т.И. Взаимодействие авроральных электронов с атмосферными газами. Санкт-Петербург. Наука. 1992. 144 с. Иванов В.Е., Кириллов А.С., Мальков М.В. и др. Границы овала сияний и планетарная модель интенсивности свечения // Геомагнетизм и аэрономия. 1993. Т.33. №5. С.80-88. Иевенко И.А. Динамика диффузного свечения и SAR-дуги в период суббурь // Геомагнетизм и аэрономия. 1993. Т.33. No.5. C.42-57. Исаев С.И. Морфология полярных сияний. Лг. Наука. 1968. 168 с. Исаев С.И., Коротин А.Б., Фельдштейн Я.И. Совместная советско-французская экспедиция по исследованию полярных сияний // Геомагнетизми аэрономия. 1962. Т.2. С.1014-1015. Коваленко В.А. Солнечный ветер. М. Наука. 1983. 271 с. Коротин А.Б., Пудовкин М.И. О возможном механизме возникновения магнитных возмущений // Спектральные, электрофотометрические и радиолокационные исследования полярных сияний и свечения ночного неба. М. Изд. АН СССР. 1961. No.6. C.37-42. Ломоносов М.В. Слово о явлениях воздушных от электрических сил происходящих, предложенное от Михайла Ломоносова // Полное собрание сочинений в 10 томах. Л. Изд. АН СССР. Ленинградское отделение. 1952. Т.3. С.15-99. Малько Л.Н. О зоне полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1966. Т.6. С.307-311. Мансуров С.М. Новые доказательства связи между магнитными полями в космическом пространстве и на Земле // Геомагнетизм и аэрономия. 1969. Т.9. С.768-770. Мансуров С.М., Мансуров Г.С., Манусрова Л.Г. Каталог определения полярных секторов межпланетного магнитного поля за период 1957-1974 гг // Антарктика. М. Наука. 1976. Вып.15. С.16-29. Мишин В.М., Немцова Э.И. Суточный ход магнитной активности в перилд МГГ. 1. Компонент S’’(T) // Геомагнетизм и аэрономия. 1964. Т.4. С.1089-1093. Мишин В.М., Самсонов В.П., Сайфудинова Т.И., Курилов В. А. Основные зоны корпускулярных высыпаний в ионосферу // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Иркутск. Наука. 1970. №11. С.3-23. Молчанова Л.Н., Старков Г.В., Тищенко М.А. Долготный и сезонный эффекты вероятности появления полярных сияний // Исследования по геомагнетизму и аэрономии в авроральной зоны. Лг. Наука.1973. С.27-32. Николаенко Л.М., Гальперин Ю.И., Фельдштейн Я.И. и др. Диффузная зона. VII. Динамика экваториальной границы области диффузного высыпания электронов в вечернем секторе // Космические исследования. 1983. Т.21. С.876-884. Никольский А.П.О географическом распределении магнитных возмущений в околополюсной области Аркики // Докл. АН СССР. 1956. Т.109. С.939-941. Никольский А.П. О положении второй зоны полярных сияний и связи утренних сияний с магнитными возмущениями // Полярные сияния свечение ночного неба. М. Изд. АН СССР. 1961. No.7. С.37-42. Оль А.И. Изменение формы авроральной токовой системы при смене знака секторной структуры межпланетного магнитного поля // Труды ААНИИ. Л. Гидрометеоиздат. 1978. Т.350. С.116-120. Паркер Е.Н. Динамические процессы в межпланетной среде. М. Мир. 1965. 359 с. Пудовкин М.И., Шумилов О.И. Пространственно - временное распределение частоты появления бухтообразных возмущений // Ученые записки ЛГУ. 1967. Т.333. Вып.27. С.241-256. Пудовкин М.И., Шухтина М.А., Понявин Д.И., Зайцева С.А. Влияние параметров солнечного ветра на геомагнитную активность Геомагнитные исследования. М. Наука. 1980. №27. С.69-77. Распопов О.М., Черноус С.А., Ролдугин В.К., Похотелов О.А. Пульсирующие потоки частиц в магнитосфере и ионосфере. Л. Наука. 1978. 240 с. Ролдугин В.К., Старков Г.В. О зоне пульсирующих сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1970. Т.10. С.97-100. Свердлов Ю.Л. Инвариантная система координат для авроральных геофизических явлений // Инвариантная система координат. Апатиты. Изд. Кольского филиала АН СССР. 1975. С.3-38. Свердлов Ю.Л. Построение глобальных морфологических распределений с помощью инвариантной системы координат // Применение инвариантной системы координат. Апатиты. Изд. Кольского филиала АН СССР. 1977. С.3-12. Cвердлов Ю.Л., Сергеева Н.Г., Хорькова Т.Н. Расчет инвариантной системы координат. Построение таблиц и карт // Инвариантная система координат. Апатиты. Изд. Кольского филиала АН СССР. 1975. С.50-77. Свердлов Ю.Л., Сергеева Н.Г., Старков Г.В. Сезонные изменения конфигурации овала сияний и инвариантная система координат // Геомагнитные исследования. М. Сов. радио. 1977а. №20. С.2630. Свердлов Ю.Л., Сергеева Н.Г., Старков Г.В. Овалы сияний в различные моменты мирового времени и методика их построения // Применение инвариантной системы координат. Апатиты. Изд. Кольского филиала АН СССР. 1977. С.12-30. Сергеев В.А., Яхнин А.Г. Подробное изучение начала микросуббурь // Геомагнитные исследования. М. Сов. радио. 1979. №24. С.78-89. Сергеева Н.Г. К вопросу о применении инвариантной системы координат // Инвариантная система координат. Апатиты. Изд. Кольского филиала АН СССР. 1975. С.39-49. Сергеев В.А., Цыганенко Н.А. Магнитосфера Земли. М. Наука. 1980. 174 с. Старков Г.В. О долготном эффекте активности полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1966. Т.6. С.901-906. Старков Г.В. Высоты сияний в полярной шапке // Геомагнетизм и аэрономия. 1968. Т.8. С.36-41. Старков Г.В. Аналитическое представление экваториальной границы овальной зоны полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1969. Т.9. С.759-760. Cтарков Г.В. Планетарная морфология полярных сияний // Полярные сияния. М. Наука. 1974. No.21. C.5-25. Cтарков Г.В. Статистические зависимости между индексами магнитной активности // Геомагнетизм и аэрономия. 1994а. Т.34. №1. С.129-131. Старков Г.В. Математическое описание границ аврорального свечения // Геомагнетизм и аэрономия. 1994б. Т.34. №3. С.80-86. Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Изменение границ овальной зоны сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1967а. Т.7. С.62-71. Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Cхема элементарного возмущения в полярных сияниях на дневной стороне Земли // Геомагнетизм и аэрономия. 1967б. Т.7. С.367-369. . Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Полоса полярных сияний при магнитных возмущениях // Полярные сияния. М. Наука. 1968. No.17. C.22-33. Старков Г.В., Фельдштейн Я.И. Суббуря в полярных сияниях // Геомагнетизм и аэрономия. 1971. Т.11. С.560-562. Старков Г.В., Фельдштейн Я.И., Шевнина Н.Ф. Связь секторной структуры межпланетного магнитного поля с активностью полярных сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1973. Т.13. С.949951. Старков Г.В., Фельдштейн Я.И., Хорошева О.В. Эксцентричный полярный овал или две квазикруговые зоны? // Препринт №4. М. ИЗМИРАН. 1973. 42 с. Сумарук П.В., Фельдштейн Я.И. Вариации магнитного поля в полярной шапке // Суббури и возмущения в магнитосфере. Л. Наука. 1975. С.170-188. Фельдштейн Я.И., Сумарук П.В., Шевнина Н.Ф. Вариации межпланетного магнитного поля и суббуря 17-18 июня 1965 г. // Геомагнетизм и аэрономия. 1972. Т.12. С.962-963. Фельдштейн Я.И., Сумарук П.В., Шевнина Н.Ф. К диагностике азимутальной компоненты межпланетного магнитного поля по наземным данным // Докл. АН СССР. 1975. Т.222. №4. С.833836. Фельдштейн Я.И. Географическое распределение полярных сияний и азимуты дуг // Исследования полярных сияний. М. Изд. АН СССР. 1960. No.4. C.61-78. Фельдштейн Я.И. Некоторые вопросы морфологии полярных сияний и магнитных возмущений в высоких широтах // Геомагнетизм и аэрономия. 1963а. Т.3. С.227-239. Фельдштейн Я.И. Пространственно-временное распределение магнитной активности в высоких широтах северного полушария. М. Изд. АН СССР. 1963б. 63 с. Фельдштейн Я.И. Морфология полярных сияний и геомагнетизм // Полярные сияния и свечение ночного неба. М. Изд.АН СССР.1963в. №10. C.121-125. Фельдштейн Я.И., Соломатина Э.К. Некоторые вопросы географического распределения полярных сияний в северном полушарии // Полярные сияния и свечение ночного неба. М. Изд. АН СССР. 1961. №7. С.51Фельдштейн Я.И., Шевнина Н.Ф. Результаты визуальных наблюдений за полярными сияниями в 1957-1958 гг // Полярные сияния и свечение ночного неба. М. Изд. АН СССР. №10. С.91-120. Фельдштейн Я.И., Гальперин Ю.И. Структура авроральных вторжений в ночном секторе магнитосферы // Космические исследования. 1996. Т.34. C.227-247. Хорошева О.В. Пространственно-временное распределение полярных сияний и их связь с высокоширотными геомагнитными возмущениями // Геомагнетизм и аэрономия. 1961. Т.1. С.695701. Хорошева О.В. Протяженность дуг полярных сияний и их пространственная ориентация // Геомагнетизм и аэрономия. 1963. Т.3. С.363-366. Хорошева О.В. Пространственно-временное распределение полярных сияний. М. Наука. 1967. 82 с. Хорошева О.В., Емельяненко С.Н. Высотная асимметрия мгновенной зоны сияний // Геомагнетизм и аэрономия. 1969. Т.9. С.566-568. Черноус С.А. Особенности планетарного распределения пульсирующих сияний // Геомагнитные исследования. М. Сов. радио. 1977. No.21. C.16-24. Юрова И.Ю., Иванов В.Е. Сечения рассеяния электронов атмосферными газами. Ленинград. Наука. 1989. 144 с. Akasofu S.-I. The development of the auroral substorm // Planet. and Space Sci. 1964. V.12. P.273-282. Akasofu S.-I. Dynamic morphology of auroras // Spase Sci. Rev. 1965. V.4. P.498-540. Akasofu S.-I. Polar magnetospheric substorms. D. Reidel Publ. 1968. 316 p. Akasofu S.-I., Perreault P.D., Yasyhara F., Meng C.-I. Auroral substorms and interplanetary magnetic field // J. Geophys. Res. 1973. V.78. P.7490-7508. Anger C.D., Lui A.T.Y. A global view at the polar region on 18 December 1971 // Planet. and Space Sci. 1973. V.21. P.873-878. Belon A.E., Maggs J.E., Davis T.N. et al. Conjugacy of visual auroras during magnetically quiet periods // J. Geophys. Res. 1969. V.74. P.1-28. Berkey F.T., Anger C.D., Akasofu S.-I., Riger E.P. The signature of large-scale auroral structure in radio wave absorption \\ J. Geophys. Res. 1980. V.85. P.593-606. Bless R.S., Gartlein C.W., Kimball D.S., Sprague G. Auroras, magnetic bay and protons // J. Geophys. Res. 1956. V.64. P.949-953. Boller W. Das Sudlicht // Beit. angew. Geophys. 1898. V.3. P.56-130. Bond F.R., Thomas I.L. The southern auroral oval // Austr. J. Phys. 1971. V.24. P.97-102. Buchau J., Whallen J.A., Akasofu S.-I. On the continuity of auroral oval // J. Geophys. Res. 1970. V.75. P.7147-7160. Buchau J., Gassman G.J., Pike C.P. et al. Precipitation patterns in the Arctic ionosphere determined from airborn observations // Ann. Geophys. 1972. V.28. P.443-453. Burch J.L. Rate of erosion of dayside magnetic flux based on a quantitative study of the dependence of polar cusp latitude on the interplanetary magnetic field // Radio Sci. 1975. V.8. P.955-961. Cambou F., Dokukin V.S., Ivchenko V.N. et al. The Zarnitza rocket experiment on electron injektion // Space Research XV. Academie-Verlag, Berlin. 1975. P.491-500. Davis T.N. The morphology of the auroral displays 1957-1958. 2. Detail analyses of Alaska data and analyses of high-latitude data // J. Geophys. Res. 1962. V.67. P.75-110. Deehr C.S., Winningham J.D., Yasuhara F., Akasofu S-I. Simultaneous observations of discrete and diffuse auroras by the ISIS-2 satellite and airborne instruments // J. Geophys. Res. 1976. V.81. P.55275535. De Witt R.N. The occurence of aurora in geomagnetically cobjugate areas // J. Geophys. Res. 1962. V.67. P.1347-1352. Driatsky V.M., Shumilov O.I. Ionospheric substorms // Planet. and Space Sci. 1972. V.20. P.1375-1389 Eather R.H., Mende S.B. Airborne observations of auroral precipitation patterns // J. Geophys. Res. 1971. V.76. P.1746-1755. Elphinstone R.D., Hearn D.J., Cogger L.L. et al. The double oval UV auroral distribution: Implications for the substorm process // Proceed. Second Intern. Confer. On Substorms. Fairbanks. 1994. P.413-420. Elphinstone R.D., Murphree J.S., Cogger L.L. et al. The double oval UV auroral distribution 1.Implication for the mapping of auroral arcs // J. Geophys. Res. 1995a. V.100. P.12075-12092. Elphinstone R.D., Hearn D.J., Cogger L.L. et al. The double oval UV auroral distribution. 2. The most poleward arcs system and dynamics of the magnetotail // J. Geophys. Res.1995б. V.100. P.12093-12102. Fehrenbach M., Weill G., Roldugin V.K., et al. Auroral conjugacy between Kergelen Island and northwest USSR // J. Atmos. Terr. Phys. 1974. V.36. P.407-416. Feldstein Ya.I. Pecularities in auroral distribution and magnetic disturbance distribution in high latitudes caused by asymmetrical term of the magnetosphere // Planet. and Space Sci. 1966. V.14. P.121-130. Feldstein Ya.I., Starkov G.V. Dynamics of auroral belt and polar geomagnetic disturbances // Planet. and Space Sci. 1967. V.15. P.209-229. Feldstein Ya.I., Starkov G.V. The auroral oval and the boundary of closed field lines of geomagnetic field // Planet. and Space Sci. 1970. V.18. P.501-508. Feldsten Ya.I., Galperin Yu.I. The auroral luminosity structure in the high-latitude upper atmosphere: its dynamics and relationship to the large-scale structure of the Earths magnetosphere // Rev. Geophys. and Space Phys. 1985. V.23. P.217-275. Feldstein Ya.I., Starkov G.V., Zverev V.L. Conjgacy of auroral oval // Memoirs of National Institute of Polar Research. 1974. №3. P.29-38. Feldstein Ya.I., Gromova L.I., Woch J. et al. Structure of the auroral precipitation region in the dawn sector: relationship to convection reversal boundary and field-aligned currents // Ann. Geophys. 1999. V. In press. Fritz H. Das Polarlicht. Leipzig: Brokhaus. 1881. 348 p. Garrett H.B., Dessler A.J., Hill T.W. Influence of solar wind variability on geomagnetic activity // J. Geophys. Res. 1974. V.79. P.4603-4610. Gartlein G.W. Relation of three-hour-range index K to aurora seen at Ithaca // Trans. Amer. Geophys. Union. New York. 1944. P.533-547. Gussenhoven M.S., Hardy D.A., Burke W.J. DMSP/F2 electron observations of equatorward auroral boundaries and their relationship to magnetospheric electric fields // J. Geophys. Res. 1981. V.86. P.768778 Gussenhoven M.S., Hardy D.A., Heinemann N. Systematics of the equatorward diffuse auroral boundary // J. Geophys. Res. 1983. V.88. P.5692-5704. Harang L. A study of auroral arcs and draperies // Gepfys. Publik. 1944. V.13. No.14. P.1-15. Hendricks S.J., Cain J.C. Magnrtic field data for trapped particle evalutions // J. Geophys. Res. 1966. V.71. P.346Heppner J.P. Polar electric field distributions related to the interplanetary magnetic field direction // J. Geophys. Res. 1972. V.77. P.4877-4887. Holzworth R.H., Meng C.-I. Mathematical representation of the auroral oval // Geophys. Res. Lett. 1975. V.2. P.377-380. Horwitz J.L., Akasofu S.-I. The response of the dayside aurora to sharp northward and southward transitions of the interplanetary magnetic field and to magnetospheric substorms // J. Geophys. Res. 1977. V.82. P.2723-2734. Kamide Y., Rostoker G. The spatial relationship of the field-aligned currents and auroral electrojets to the distribution of nightside auroras // J. Geophys. Res. 1977. V.82. P.5589-5608. Kauristie K., Weygand J., Pulkkinen T.I. et al. Size of auroral oval: UV-ovals and precipitation boundaries compared // J. Geophys. Res. 1999. V.104. In press. King J.H. Interplanetary Medium Data Book // Appendix - NSSDC/WDC-A-RES. 77-04a. 1977. 453 p. Kvifte G.J., Pettersen H. Morphology of the pulsating aurora // Planet. and Space Sci. 1969. V.17. P.1599-1607. Lassen K. Existence of an inner auroral zone // Nature. 1959. V.184. No.4696. P.1375-1377. Lassen K. Polar cap emissions // Atmospheric Emissions. Reidhold Company, London. P.63-71. Loomis E. On geographic distribution of auroras in northern hemisphere // Amer. J. Sciences. 1860. V.30. P.89-94. Leontyev S.V., Lyatsky W.B. Electric field and currents conntcted with Y-component of interplanetary magnetic field // Planet. and Space Sci. 1974. V.22. P.811-819. Leontyev S.V., Starkov G.V., Zverev V.L. et al. Dayside aurorae and their relation to other geophysical phenomeha // Planet. and Space Sci. 1992. V.40. P.621-639. Lui A.T.Y., Perreault P., Akasofu S-I., Anger C.D. The diffuse aurora // Planet. and Space Sci. 1973. V.21. P.857-861. Lui A.T.Y., Anger C.D., Akasofu S.-I. The equatorial boundary of the diffuse aurora and auroral substorms as seen by the ISIS - 2 auroral scanning photometer // J. Geophys. Res. 1975. V.80. P.3603-3614. Lui A.T.Y., Venkatesan D., Anger C.D. et al. Simultaneous observations of particle precipitations and auroral emissions by ISIS 2 satellite in the 19-24 MLT-sector // J. Geophys. Res. 1977. V.82. P.2210-2226. Lui A.T.Y., Meng C-I., Ismail S. Large amplitude undulations on the equatorward boundary of the diffuse aurora // J. Geophys. Res. 1982. V.87. P.2385-2400. Lyons L. Inferences concerning the magnetospheric source region for auroral breakup // Substorm 1. Proceedings of the First International Conference on Substorms (ICS-1). ESA SP-335. 1992. P.257261. Maehlum B.N. Universal time control of the low energy electron fluxes in the polar region // J. Geophys. Res. 1968. V.73. P.3459-3468. Makita K., Meng C.-I., Akasofu S.-I. Comparison of the auroral electron precipitation boundaries in the northern and southern conjugate regions by two DMSP satellites // Memoirs of Nat. Institute of Polar Res. Tokyo. 1983. No.26. P.149-159. McInnes (ed). IGY auroral visoplots // Annals of the IGY. Oxford. Pergamon Press. 1964. V.29. 506 p. McPherron R.L., Russell C.T., Aubry M.P. Satellite studies of magnetospheric substorm on August 15, 1968. Phenomenological model for substorms // J/ Geophys. Res. 1973. V.78. P.3131-3149. Meng C.-I. Simultaneous observations of low-energy electron preciptation and optical auroral arcs in the evening sector by the DMSP satellite // J. Geophys. Res. 1976. V.81. P.2771-2785. Meng C.-I. Electron precipitations and polar auroras // Space Sci. Rev. 1978. V.22. P.223-300. Meng C.-I., Holzworth R.H., Akasofu S.-I. Auroral circle-delineating the poleward boundary of the quiet auroral belt // J. Geophys. Res. 1977. V.82. P.164-172. Mishin V.M., Saifudinova T.I., Zhulin I.A. A magnetosphere model based on two zones of precipitation energetic particles // J. Geophys. Res. 1970. V.75. P.797-806. Mozer F.S., Lucht P. The average auroral zone electric field // J. Geophys. Res. 1974. V.79. P.10011006. Murayama T., Aoki T., Nakai H., Hakamada K. Empirikal formula to relate the auroral electrojet intensity with interplanetary parameters // Plan. and Space Sci. 1980. V.28. P.803-813. Ness N.F., Wilcox J.M. Solar origin of the interplanetary magnetic field // Phys. Rev. Lett. 1964. V.13. P.462-467. Newell P.T., Wing S., Meng C.-I., Sigillito V. The auroral oval position, structure and intensity of precipitation from 1984 onward: an automated on-line data base // J. Geophys. Res. 1991. V.96. №A4, P.5877-5882. Newell P.T., Feldstein Ya.I., Galperin Yu.I., Meng C.-I. Morphology of nightside precipitation // J. Geophys. Res. !996. V.101. P.10737-10748. Newell P.T., Sergeev V.A., Bikkuzina G.R., Wing S. Characterizing the state of magnitosphere: testing the ion precipitation maxima latitude (b2i) and the ion isotropy boundary // J. Geophys. Res. 1988. V.103. P.4739-4745. Parker E.N. Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields // Astrophys. J. 1958. V.128. P.664675. Rees M.H., Belon A.E., Romick G.I. The systematic behaviour of hydrogen emission in aurora // Planet. and Space Sci. V.5. P.87-91. Rostoker G.J., Falthammer C.G. Relationship between changes in interplanetary magnetic field and variations in the magnetic field at the Earth э s surface // J. Geophys. Res. 1976. V.72. P.5853-5863. Rostoker G., Akasofu S.-I., Foster J. et al. Magnetospheric substorms - definition and signature // J. Geophys. Res. 1980. V.85. P.1663-1668. Sandford B.P. Aurora and airglow from color film observations // J. Atmos. Terr. Phys. 1961. V.21. P.177-181. Sergienko T.I., Ivanov V.E. A new approach to calculate the excitation of atmospheric gases by auroral electron impact // Ann. Geophys. 1993. V.11. P.717-727. Sheehan R.E., Carovillano R.L. Characteristics of the equatorward auroral boundary near midnight determmined from DMSP images // J. Geophys. Res. 1978. V.83. P.4749-4754. Slater D.W., Smith L.L., Kleckner E.W. Correlated observations of equatorward diffuse auroral boundary // J. Geophys. Res. 1980. V.85. P.531-542. Smith E.J., Tsurutani B.T., Rosenberg R.L. Observations of the interplanetary sector structure up the heliographic latitudes 16: Pioneer II // J. Geophys. Res. 1978. V.83. P.717-7??. Spiro R.W., Reiff P.H., Maher L.J. Precipitating electron energy flux and auroral zone conductances - an empirical model // J. Geophys. Res. 1982. V.87. P.8215-8227. Stenback-Nielsen H.C., Hallinan T.J. Pulsating auroras: evidence for noncollisional thermalization of precipitating electrons // J. Geophys. Res. 1979. V.84. P.3257-3271. Stenbaek-Nielsen H.C., Otto A. Conjugate auroras and the interplanetary magnetic field // J. Geophys. Res. 1997. V.102. P.2223-2232. Stenbaek-Nielsen H.C., Davis T.N., Glass N.W. Relative motion of auroral conjugate points during substorms // J. Geophys. Res. 1972. V.77. P.1844-1858. Stoffregen W (Ed.) Half-hourly auroral all-sky camera plots from 114 stations for the period 1957-1958 // Annales of the IGY. Oxford. Pergamon Press. 1962. V.20. 147 p. Stormer C. Rapport sur une Expedition daurores boreales a Bosekop et Store Korsenes pendant le printemps de lannee 1913 // Geofys.Publik. 1921. V.1. No.5. 269 p. Stormer C. The Polar Aurora. Clarendon Press. Oxford. 1955. 402 p. Stringer W.J., Belon A.E. The morphology of the IQSY auroral oval. 1. Interpretation of isoauroral diagrams // J. Geophys. Res. 1967. V.72. P.4415-4421. Substorms 1. Proceedings of the First International Conference on Substorms. Kiruna, Sweden. 1992. European Space Agency. SP-335. Paris, France. 608 p. Svalgaard L. Sector structure of the interplanetary magnetic field at high latitudes // Danish Meteorolgical Inst. Geophysical Paper R-6. 1968. 56 p. Third International Conference on Substorms (JCS-3). 1996. European Space Agency. SP- 389 Noordwijk, Netherlands. 777 p. Uspensky M.V., Eglitis P., Opgenoorth H. et al. Magnetospheric and solar wind sighatures in HF radar data // Super DARN Annual Meeting. Reykjavik, Iceland. Abstracts. 1999. P.42-43. Vestine E.H. The geographic incidence of aurora and magnetic disturbance, Northern hemisphere // Terr. Magn. and Atmos. Electr. 1944. V.49. P.77-102. Vestine E.H., Snyder E.J. The geographic incidence of aurora and magnetic disturbance, Southern hemisphere // Terr. Magn. and Atmos. Electr. 1945. V.50. P.105-124. Vorobjev V.G., Gustafsson G., Starkov G.V. et al. Dynamics of day and night aurora during substorms // Planet. and Space Sci. 1975. V.23. P.269-278. Vorobjev V.G., Starkov G.V., Feldstein Ya.I. The auroral oval during the substorm development // Planet. and Space Sci. 1976. V.24. P.955-965. Vorobjev V.G., Yagodkina O.I., Sibeck D.G. et al. On a optical aurora conjugacy: simultaneous ground based and polar satellite observations // Физика фвроральных явлений. XXII ежегодный Апатитский семинар. Тезисы докладов. Апатиты. 1999. С.48. White F.W., Geddes M. The antarctic zone of maximum auroral frequency // Terr. Magn. and Atmos. Electr. 1939. V.44. P.367-377. Weil G., Fafiotte M., Huille S., Delannoy J. La structyre de la zone aurorale arctique en periode de minimum dactivite solaire // Ann. Geophys. 1965. V.21. P.469-474. Weiss L.A., Reiff P.H., Hilmer R.V. et al. Mapping the auroral oval into the magnetotail using Dynamics Explorer plasma data // J. Geomag. Geoelectr. 1992. V.44. P.1121-1144. Wilcox J.M. Solar wind disturbances associated with fiares // Solar Flares and Space Research. Amsterdam. N.H. Publ. Co. 1969. C.294-309. Winningham J.D., Yasuhara F., Akasofu S-I., Heikkila W.J. The latitudinal morphology of 10-ev to 10-kev electron fluxes during magnetically quiet and disturbed times in the 2100-0300 MLT sector // J. Geophys. Res. 1975. V.80. P.3148-3171. Zverev V.L., Starkov G.V., Feldstein Ya.I. Influences of the interplanetary magnetic field on the auroral dynamics // Planet. and Space Sci. 1979. V.27. P.665-667. ПОДПИСИ К РИСУНКАМ Рис.1. Кольцо полярных сияний в 05 (I) и 21(II) UT. Штриховкой поеазаны положения зоны Фритца и внутренней зоны сияний. Жирными точками отмечено положение станций, данные которых использовались при построении колец сияний [Хорошева, 1967]. Рис.2. Овальная зона с вероятностью появления сияний выше 75% [Фельдштейн, 1963]. 1 и 2 - области с пониженной вероятностью появления сияний. Рис.3. Авроральный овал в ультрафиолете. Снимок со спутника DE-1 17 октября и 21 ноября 1981 года [Reff et al., 1993]. Рис.4. Суточные ходы вероятности появления сияний на разных станциях. а - Туле (.8), б - Мерчисон-Бей (75.9), в - Пирамида (74.6), г - Челюскин (71.0), д Врангель (66.6), е - Лукселе (61.3). Рис.5. Положение полосы свечения в зависимости от уровня магнитной активности [Старков и Фельдштейн, 1967]. а - дневные часы, б - ночные. Рис.6. Авроральные овалы при разном уровне магнитной активности [Feldstein and Starkov, 1967]. Рис.7. Суточный ход вероятности появления сияний в авроральном овале при низком уровне магнитной активности [Старков и Фельдштейн, 1968]. Рис. 8. Распределение сияний по высоте на разных участках аврорального овала. Сплошная линия - дневная сторона [Старков, 1968], штрихи - вечерние часы [Хорошева и Емельяненко, 1969], Точки - ночная сторона [Андриенко, 1965]. Рис.9. Схема высотного расположения овала. а - при отсутствии магнитных возмущений, б во время магнитных бурь [Старков, 1974]. Рис.10. Полоса свечения в вечернем секторе 26 июля 1978 года по данным спутника DMSP [Lui et al., 1982]. Точками показана область диффузного свечения, зачерненными полосами - дискретные формы сияний. Рис.11. Граница фонового свечения на снимке камеры всего неба на ст. Норильск 6 февраля 1984 г. в 16.07 UT [Баранова и др., 1989]. Рис.12. Зависимость между положениями экваториальных границ диффузного свечения (I) и диффузного высыпания (F) [Slater et al., 1980]. Рис.13. Полярные сияния и высыпания частиц в вечернем секторе 11 октября 1974 г. по данным спутника DMSP [Meng, 1976]. а - взаимное положение дискретных форм (зачерненные участки) и диффузного свечения (точки). Сплошной линией показана траектория спутника со шкалой географических широт, штриховкой по краям - область засветки Солнцем. б - вариации потока энергии (эрг / см 2 с ср.) вдоль траектории пролета спутника. Рис.14. Зависимость положения экваториальной границы диффузных высыпаний от магнитной активности в вечерние (а) и полуночные (б) часы. Крестики и сплошные линии - данные [Гальперин и др., 1977], кружки и пунктир - данные [Gussenhoven et al., 1981]. Рис.15. Примеры зависимости коэффициентов A i и i от уровня магнитной активности: сплошные кривые - исходные данные ; штриховка - результаты аппроксимации полиномом. а - амплитуда нулевой гармоники для экваториальной границы овала, б - амплитуда второй гармоники для экваториальной границы диффузного свечения, в - фаза третьей гармоники для приполюсной границы овала, г - фаза второй гармоники для экваториальной границы овала [Старков, 1994б]. Рис.16. Вариации поверхности полярной шапки (кружки), овала (треугольники) и экваториального диффузного свечения (крестики) в зависимости от уровея магнитной активности [Старков, 1994б]. Рис.17. Аппроксимация кругами границ аврорального свечения. Положение центров (а, б) и радиусы кругов (в) в зависимости от уровня магнитной активности: полярная шапка (кружки), экваториальная граница овала (треугольники), экваториальная граница диффузного свечения (крестики) [Старков, 1994б]. Рис.18. Суточные изменения границ аврорального свечения при разном уровне магнитной активности. а - для AL=15, б - для AL = 160, в -для AL = 460 нТл. Сплошные кривые - результаты расчетов по формулам (2) и (3); штрриховые - аппроксимации кругами со смещенным центром. Кружки, треугольники и крестики - экспериментальные данные о положении приполюсной, экваториальной границ овала [Feldstein and Starkov, 1967] и экваториальной границы диффузного свечения [Gussenhoven et al., 1983] соответственно. Рис. 19. Положения аврорального овала и диффузного свечения при разном уровне магнитной активности. Рис. 20. Связь между членами формул (1) и (2), зависящими от магнитной активности. Рис. 21. Авроральное возмущение 17 ноября 1996 г.[Uspensky et al., 1999]. Верхняя панель: кружки - положение радиоавроры, жирные линии - дуги сияний, тонкая сплошная линия - полюсная граница овала, штрих-пунктир - экваториальная граница овала, штрихи - экваториальная граница диффузного свечения. Нижняя панель: распределение радиоотражений по высоте. Рис.22. Меридиональные профили свечения, характеристик авроральных электронов и границы овала и диффузного свечения для AE 600 нТл. Сплошные линии - ход свечения для различных высотных уровней: 90, 200 и 300 км. Штриховые - изменение потока энергии, точки - средняя энергия частц. Границы аврорального овала (зачерненные прямоугольники внизу) показаны сплошными вертикальными линиями, экваториальная граница диффузного свечения (заштрихованные прямоугольники) - вертикальной штриховой линией. Черными кружками на кривой свечения для 90 км указана интенмивность свечения, равная 0.5 максимума [Иванов и др., 1993]. Рис.23. Отношение интенсивности свечения к потоку энергии в зависимости от средней энергии частиц [Иванов и др., 1993]. Рис.24. Планетарное распределение интенсивности свечения 427.8 нм для разных величин магнитной активности и трех высотных уровней. Границы овала показаны сплошными линиями, диффузного свечения - штриховыми. а - распределение свечения для высоты 90 км, б - для 150 км, в - для 300 км [Иванов и др., 1993] Рис.25. Вариации интенсивности свечения в северном и южном полушариях в сопряженных точках [Bhavsar et al., 1965]. а - 4 февраля 1962 г. Верхняя панель - вариации интегральной светимости, нижняя - вариации светимости в основных эмиссиях. б - 7 апреля 1962 г. Вариации светимости в эмиссии 391.4 нм. Рис.26. Положение сопряженных дуг сияний над Кергеленом ( сплошная линия ) и Карпагорами ( Архангельская обл. ) 25 февраля 1971 г. [Fehrenbach et al., 1974]. Показано взаимное положение пунктов наблюдения (KER - Кергелен, KAR - Карпагоры, SOG - Coгра). Рис.27. Положения сияний в сопряженных точках. Сплошной линией показано сияние в северном полушарии, пунктиром - в южном. Дуги из южного полушария проектировались в южное. Маленькой стрелкой нанесено положение самолета в момент съемки [Belon et al., 1969]. а - 14 марта 1967 г. 10.48 UT. б - 14 марта 1967 г. 11.06 UT. Рис.28. Изоавроры для северного (а) и южного полушарий. Жирной линией показан максимальная изоаврора [Фельдштейн, 1963в]. Рис.29. Авроральные овалы в северном ( а ) [Feldstein and Starkov, 1967] и южном ( б ) [Bond and Thomas, 1971] полушариях в зависимости от магнитной активности. Рис. 30. Полоса свечения в полуночном секторе в зависимости от магнитной активности. 1 полоса свечения в северном полушарии в зависимости от Q - индекса [Cтарков и Фельдштейн, 1968]. 2 - полоса свечения в северном полушарии в зависимости от Кр-индекса [Cтарков и Фельдштейн, 1968]. 3 - экстремальное положение полосы свечения в северном полушарии в зависимости от Кр-индекса. 4 - положение полосы свечения в южном полушарии в зависимости от Кр-индекса [Bond and Thomas, 1971]. Рис.31. Синоптические карты полярных сияний в северном и южном полушариях для разного уровня магнитной активности в 00 UT. Пунктирными линиями даны границы овалов. Сплошными линиями показаны однородные дуги, сплошными линиями со штрихами - лучистые дуги, крестиками - фоновое свечение, кружками - пятна и пульсирующие пятна. Звездочкой у края карт дано положение Солнца [Feldstein et al., 1974]. Рис. 32. Синоптические карты полярных сияний в северном и южном полушариях для разного уровня магнитной активности в 12 UT. Обозначения те же, что и на рис.31 [Feldstein et al., 1974]. Рис.33. Схематическое изображение конфигурации широтных изолиний инвариантной системы координат относительно исправленной геомагнитной для трех сезонов. а - зима, б равноденствие, в - лето [Свердлов и др., 1977а]. Рис.34. Изменение широты полосы дневных сияний при спокойных магнитных условиях в зависимости от мирового времени [Feldstein and Starkov, 1970]. Штриховой линией показана широта сияний в инвариантной системе координат. Рис.35. Долготный эффект вероятности появления сияний. Вертикальными линиями дана средняя квадратичная ошибка [Молчанова и др., 1973]. Рис.36. Южная граница сияний в зависимости от AE - индекса для разных сезонов. а сектор 06 UT, б - сектор 18 UT. Кружки соответствуют зимним наблюдениям, крестики летним, точки - равноденствию [Свердлов и др., 1977а] Рис.37. Сезонные изменения положения овала сияний при Q = 4 в 08 UT. Штриховка равноденствие, сплошная линия - зима, штриховая линия - лето [Свердлов и др., 1977б]. Рис.38. Двойной овал по наблюдениям спутника Viking 27 июля 1986 года. [Elphinstone et al., 1995a] Рис.39. Распределение сияний по данным якутской меридиональной цепочке камер всего неба за зимние месяцы 1957-1959 гг. [Мишин и др., 1970]. Рис.40. Распределение полярных сияний 12 января 1973 г в 14.33 UT (а) и 25 января 1973 г (б) по данным спутника DAPP [Гусев, 1980]. Рис.41. Меридиональное распределение вероятности появления дискретных форм полярных сияний в активную фазу суббури, ширина овала принята равной 11 [Зверев и др., 1988]. Рис.42. Пространственно-временное распределение активных сияний. а - для Кр = 0 и 1, б - для Кр = 3. Рис.43. Карты межпланетного магнитного поля. Область с точками соответствует положительному сектору ММП, цифры на окружности - дни года [Коваленко, 1983]. а - 1845 бартельсовский оборот (с 2 по 28 июня 1968 г.). б - 1849 бартельсовский оборот (с 18 сентября по 14 октября 1968 г.). Рис.44. Зависимость положения дневных участков аврорального овала от Bz-компоненты ММП [Воробьев и Зверев, 1981]. Сплошные линии - положение границ овала в 9-15 MLT, данные южного полушария заштрихованы. Пунктир - положение каспа по [Burch, 1975]. Рис.45. Положение полосы свечения при положительных значениях Bz-компоненты ММП в зависимости от местного геомагнитного времени (заштрихованная область) и границы овала полярных сияний при индексах магнитной активности Q=0 (штриховая линия) и Q =1 (сплошная линия) [Зверев и др., 1977]. Рис.46. Изменения величины Вz и положения полярных сияний по данным ст. Мирный в послеполуденные часы. Вертикальной черточкой со стрелкой обозначен момент начала съемки. Сплошными линиями показано положение однородных дуг, сплошными линиями со штрихами лучистых дуг, точками - фонового свечения [Зверев и др., 1977]. а - 4 июля 1965 года, б - 31 июля 1965 года, в - 21 июля 1966 года. Рис.47. Зависимость Кр (сплошная линия, шкала слева) и Dst (штрихи, шкала справа) от Bz по данным спутника IMP-8 за 1986 год. Рис.48. Меридиональный разрез положения полярных сияний по данным ст. Диксон (нижняя панель) и вариации Bz-компоненты ММП по наблюдениям на спутнике “Эксплорер-28”. Сплошными линиями показаны однородные дуги, сплошными линиями со штрихами - лучистые дуги, точками - область фонового свечения. Вертикальной стрелкой показана местная геомагнитная полночь [Зверев и др. 1981]. Рис.49. Изменение широты, с которой начинается бросок сияний к полюсу (нижняя кривая) и широты, которую достигают полярные сияния в максимуме суббури (верхняя кривая) в зависимости от Bz [Зверев и др., 1981]. Рис. 50. Положение полюсной и экваториальной границ полуночного овала сияний при Bz 0 в зависимости от скорости солнечного ветра [Воробьев и Зверев, 1982]. Рис.51. Вероятность появления сияний внутри разных секторов ММП. а - для околополуночных часов северного полушария в интервале = 62 - 67; б - для околополуденных часов суммарно для обоих полушарий [Старков и др., 1973]. Рис.52. Овалы полярных сияний в координатах: исправленная геомагнитная широта местное геомагнитное время для разных уровней магнитной активности и знаков секторов ММП. Сплошные линии - для положительного сектора, штриховые - для отрицательного [Зверев и Старков, 1982]. Рис.53. Изменение границ полуденного участка овала для разных секторов ММП в зависимости от магнитной активности. Сплошная линия - для положительного сектора, штриховая - для отрицательного [Зверев и Старков, 1982]. Рис.54. Положение овалов полярных сияний в северном (N) и южном (S) полушариях в секторе 13-18 MLT в зависимости от интенсивности и знака By ММП [Воробьев и Зверев, 1979]. Рис.55. Вариации среднего положения всех границ авроральных высыпаний в ночном секторе для электронов (а) и ионов (б). По вертикальной оси отложены исправленные геомагнитные координаты. Рис.56. Положения основных границ электронных высыпаний в районе местной полуночи в зависимости от уровня магнитной активности, AL. Сплошными линиями показаны аппроксимации полиномом второй степени. Средние квадратичные ошибки указаны как половина отклонения в ту или иную сторону. Рис.57. Положения границ аврорального свечения и электронных высыпаний (b1e, b2e, b5e и b6) в интервале 18-06 MLT при разных уровнях магнитной активности: AL < 40 нТл (a), AL = 40-150 нТл (б), AL =150-400 нТл (в) и AL > 400 нТл (г). Таблица 1 . A0 A1 1 A2 2 3 -4.48 10.16 -5.87 A3 Полюсная граница овала a0 a1 a2 -0.07 24.54 -12.53 -10.06 19.83 -9.33 -6.61 10.17 -5.80 -4.44 7.47 -3.01 6.37 -1.10 0.34 -3.77 7.90 -4.73 a3 2.15 1.24 1.19 0.25 -0.38 0.91 0.98 Экваториальная граница овала a0 a1 a2 a3 1.61 23.21 -10.97 2.03 -9.58 -2.22 -12.07 -23.98 -6.56 -20.07 17.78 1.50 17.49 42.79 11.44 36.67 -7.20 -0.58 -7.96 -26.96 -6.73 -24.20 0.96 0.08 1.15 5.56 1.31 5.11 Экваториальная граница диффузного свечения a0 3.44 -2.41 -1.68 -0.74 8.69 -2.12 8.61 a1 29.77 7.89 -2.48 3.94 -20.73 3.24 -5.34 a2 -16.38 -4.32 1.58 -3.09 13.03 -1.67 -1.36 a3 3.35 0.87 -0.28 0.72 -2.14 0.37 0.76 Таблица 2 bn a0 a1 a2 b1 65,92 -0,019 1,10*10-5 b2 67,40 -0,016 0,79*10-5 b3a 67,61 -0,008 0,15*10-5 b5 70,77 0,007 -0,35*10-5 b6 72,57 0,003 -0,12*10-5