Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://solarwind.cosmos.ru/nov20_2b.doc Дата изменения: Thu Aug 5 16:53:20 2004 Дата индексирования: Mon Oct 1 19:48:49 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: электронвольт

УДК 550.385

Солнечные и гелиосферные возмущения, приведшие к сильной магнитной буре
20 ноября 2003 года.

Ю.И. Ермолаев, Л.М. Зеленый, Г.Н. Застенкер, А.А. Петрукович, И.Г.
Митрофанов, М.Л. Литвак, Институт космических исследований РАН, Москва
И.С. Веселовский, М.И. Панасюк, Л.Л. Лазутин, А.В. Дмитриев, А.В.
Жуков, С.Н. Кузнецов, И.Н. Мягкова, Б.Ю. Юшков, В.Г. Курт, Научно-
исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ,
Москва
А.А. Гнездилов, Р.В. Горгуца, А.К. Маркеев, Д.Е. Соболев, В.В. Фомичев,
В.Д. Кузнецов, С.И. Болдырев, И.М. Черток, К.А. Боярчук, И.В.
Крашенинников, О.П. Коломийцев, Л.Н. Лещенко, А.В. Белов, С.П. Гайдаш,
Х.Д. Канониди, Институт земного магнетизма, ионосферы и
распространения радиоволн РАН, Троицк
С.А. Богачев, И.А. Житник, А.П. Игнатьев, С.В. Кузин, С.Н. Опарин, А.А.
Перцов, В.А. Слемзин, Н.К. Суходрев, С.В. Шестов, Физический институт
им. П.Н.Лебедева РАН, Москва
В.И. Власов, И.В. Чашей, Пущинская Радиоастрономическая обсерватория
ФИАН, Пущино
Э.В. Вашенюк, Я.А. Сахаров, Полярный геофизический институт Кольского
научного центра РАН, Апатиты
А.Н. Данилин, Институт физико-технических проблем энергетики Севера
Кольского научного центра РАН, Апатиты
В.М. Богод, Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз
С.Х. Тохчукова Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
А.В. Михалев, А.Б. Белецкий, Н.В. Костылева, М.А. Черниговская, В.В.
Гречнев, Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск
К. Кудела, Институт экспериментальной физики САН, Кошице , Словакия
Поступила в редакцию . августа 2004 г.

Абстракт


В работе приводятся основные данные по наблюдениям Солнца,
межпланетной среды и магнитосферы, полученные в основном отечественными
исследователями в период сильнейшей магнитной бури 20 ноября 2003 г. с
Dst = - 472 нТ. Этот период соответствует следующему повороту к Земле
той активной стороны Солнца, которая в период конца октября-начала
ноября 2003г. породила серию сильнейших солнечных вспышек (в том числе
и балла >Х17) и магнитную бурю с Dst = - 401 нТ. И хотя в изучаемый
период количество и сила вспышек были значительно ниже, магнитная буря
была по силе второй за весь период наблюдения Dst индекса и была
вызвана, по-видимому, тем, что близкие по времени выбросы корональной
массы провзаимодействовали в межпланетном пространстве, что привело к
сжатию области взаимодействия и увеличению южной компоненты
межпланетного магнитного поля до величины < -45 нТ.



Введение


Одной из важнейших задач солнечно-земной физики в целом и ее
практической части - «Космической погоды» - в частности является
выявление тех солнечных и межпланетных (гелиосферных) явлений, которые
приводят к возмущениям околоземного пространства и, в частности,
вызывают магнитные бури на Земле. Именно такие явления мы в дальнейшем
будем называть «геоэффективными», причем в узком смысле этого слова -
только те события, которые вызывают геомагнитные бури. История этих
исследований насчитывает более века, и к настоящему времени накоплен
обширный экспериментальный материал и достигнут заметный прогресс в
понимании физических механизмов передачи воздействий от Солнца к Земле
(см. например, сборники статей и обзоры [Space., 2001; The Second.,
2002; Gonzalez et al., 1999; Crooker, 2000; Richardson et al., 2001;
Bothmer et al., 2002; Ермолаев и Ермолаев, 2003; Cole, 2003; Lyatsky
and Tan, 2003; Daglis et al., 2003; Maltsev, 2004; Gonzalez et al.,
2004; Echer and Gonzalez, 2004] и ссылки в них). Если надежность
предсказания магнитных бурь на основе наблюдений параметров солнечного
ветра и межпланетного магнитного поля достаточно велика (см. например,
[Петрукович и Климов, 2000]), то надежность предсказания геомагнитных
бурь на основе наблюдений Солнца остается низкой (см. [Ермолаев и
Ермолаев, 2003]). Так как практика требует предсказаний наиболее
сильных, а потому и наиболее опасных, магнитных бурь, то ситуация
усугубляется еще и тем, что за все время наблюдений количество сильных
бурь было довольно мало: с 1957 по начало 2003 года произошло всего 3
магнитные бури с Dst < -400 нТ (11 февраля 1958 г. -426, 15 июля 1959
г. -429 и 13 марта 1989г. -589 нТ). Поэтому две сильнейшие бури в
октябре-ноябре 2003 года (30 октября -401 и 20 ноября -472 нТ)
существенно расширяют экспериментальный материал по таким экстремальным
возмущениям магнитосферы Земли.
События конца октября-ноября 2003 года вызвали повышенный интерес
ученых во всем мире, так как они характеризовались рядом экстремальных
значений параметров как на Солнце, так и в магнитосфере Земли (см.
рис.1), и оказали заметное влияние на функционирование ряда технических
систем как космического, так и наземного базирования (см. например
[Соболев, 2004; Lopez et al., 2004; Woods et al., 2004; Webb and Allen,
2004]). Коллаборацией российских исследователей были проанализированы
некоторые данные и подготовлены первые предварительные публикации
[Панасюк и др., 2004; Веселовский и др., 2004], при этом основное
внимание было уделено солнечной и магнитосферной активности второй
половины октября - начала ноября, когда на обращенной к Земле половине
Солнца наблюдался ряд сильных солнечных вспышек (класса Х) и выбросов
корональной массы, сопровождавшихся двумя сильными магнитными бурями (с
Dst < - 300 нТ) 29-30 октября 2003 года. Как было отмечено выше, не
меньший интерес вызывает и сильнейшая магнитная буря Dst < - 400 нТ 20
ноября 2003г, которая развивалась в условиях, когда приблизительно
через оборот Солнце повернулось к Земле той же стороной, что и в
событиях конца октября, но при этом солнечная активность была
значительно ниже. В настоящей заметке мы представляем наблюдательные
данные по Солнцу и межпланетной среде, предшествующие этой магнитной
буре, а также наблюдения в магнитосфере, выполненные во время бури.
Отчетливо понимая, что размер данной публикации не позволит осветить
все аспекты всей совокупности событий этого периода, мы хотим
сосредоточиться в основном на обзоре основных отечественных
экспериментальных данных, и надеемся, что эта работа поможет в более
углубленном анализе специфических вопросов в последующих публикациях.




Солнечные наблюдения

Как хорошо видно на рис. 1, солнечная активность началась 19
октября с вспышки балла Х1.1 в активной области АО 10484, и за 16 суток
в 3 активных областях (одна в южном полушарии, самая большая по площади
группа пятен в текущем цикле солнечной активности (номер 10486), и две
- в северном (номера 10484 и 10488) осуществилось 16 больших вспышек,
11 из которых имели рентгеновский балл Х, при этом основная вспышечная
активность пришлась на АО 10486 (см. [Веселовский и др., 2004]). После
того, как АО 10486 ушла с видимой полусферы Солнца, вспышечная
активность в течение почти 2 недель была сравнительно низкой. Однако
на коронографах LASCO [Brueckner et al., 1995] на космическом аппарате
SOHO был зарегистрирован целый ряд крупных выбросов корональной массы
(ВКМ) типа гало без заметных сопровождающих проявлений на диске (см.,
например, сайт
http://helios.izmiran.troitsk.ru/lars/Chertok/0310_11/index.html). Это
означает, что эти ВКМ можно отождествить с активностью на невидимо
полусфере, скорее всего, в том же комплексе из трех активных областей.
Когда эти АО под номерами 10501 (10484), 10507 (10488) и 10508 (10486)
вернулись на видимую сторону Солнца, наиболее активной стала АО 10501,
и почти все значительные вспышки были произведены ею, при этом все три
АО были меньше по площади, менее сложны и активны, чем в предыдущий
оборот Солнца. Основные вспышечные события и сопровождающие их
гелиосферные и геофизические явления в этот период показаны в Таблице,
данные для которой были в основном получены на космических аппаратах
GOES и SOHO и сети наземных станций и взяты со следующих сайтов
Интернета: http://www.sel.noaa.gov/ftpdir/indices/2003_events/,
http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/ и http://swdcdb.kugi.kyoto-
u.ac.jp/dstdir/.
13 ноября в АО 10501 наблюдались две вспышки класса М, в 0501
UT и в 0929 UT, соответственно. Последнее событие было большой
продолжительности, сопровождавшееся радиовсплеском II типа (595 км/с).
17 ноября АО 10501 произвела вспышку M4.2/1N в 0905 UT. Вспышка
сопровождалась радиовсплеском II типа (445 км/с) и выбросом корональной
массы (ВКМ) со скоростью 1085 км/с.
Наиболее значительные эруптивные события, которые, как мы покажем
дальше, по-видимому, оказались геоэффективны и привели к сильнейшей
геомагнитной буре, имели место 18 ноября. В хромосфере их наиболее
активная фаза, по-видимому, начались в ~07:40 UT с исчезновения
(эрупции) крупного дугообразного Н-альфа волокна, локализованного к югу
и юго-западу от АО 10501 (рис. 2а,б). Как обычно бывает в такого рода
событиях, через десятки минут по обе стороны от места исчезнувшего
волокна, наблюдались две протяженные светящиеся ленты (рис. 2в). В
целом это событие классифицировалось как продолжительная (07:16-09:55
UT) Н-альфа вспышка балла 2N.
В мягком рентгеновском диапазоне, по данным GOES, выделяются два
довольно кратковременных и относительно небольших всплеска с пиковой
интенсивностью М3.2 и М3.9 в 07:52 и 08:31 UT, соответственно.
Радиоизлучение было тоже довольно типичным для таких событий. По данным
мировой сети обсерваторий, максимальная плотность потока радиоизлучения
порядка 10000-14000 с.ед.п. наблюдалась в дм-диапазоне на поздней
стадии события в момент, близкий ко второму рентгеновскому всплеску. О
характере микроволнового радиоизлучения можно судить по временному
профилю, зарегистрированному в ИЗМИРАН
(http://helios.izmiran.rssi.ru/lars/LARS.html) на частоте
3 ГГц (рис. 3б). Здесь на фоне продолжительного, но довольно
незначительного подъема видны несколько кратковременных всплесков, из
которых наибольшим, но весьма умеренным (~1200-1500 с.ед.п.) потоком,
как и в мягком рентгене, обладали два кратковременных выброса в 07:42 и
08:25 UT. Сопровождающее эти события метровое радиоизлучение, как
видно из динамического спектра обсерватории ИЗМИРАН (рис. 3а) также
нельзя отнести к значительным. Здесь в диапазоне ниже 270 МГц на фоне
повышенного континуума (всплеска IV типа) во время первого и второго
рентгеновского и микроволнового всплесков имели место, в основном,
группы быстро дрейфующих всплесков III типа, которые, как известно,
генерируются потоками электронов с энергией десятки кэВ,
распространяющимися в короне вдоль квазирадиальных силовых линий
магнитного поля. Между этими группами, в интервале 07:47-08:03 UT
зарегистрирован довольно простой по структуре, гармонический
радиовсплеск II типа, возбуждаемый корональной ударной волной, которая
может возникать, в частности, перед достаточно быстром ВКМ.
В обсуждаемом событии, согласно данным коронографов прибора LASCO
на космическом аппарате SOHO, было зарегистрировано два значительных
КВМ (рис. 4а,б). Первый из них наблюдался на высотах >1,6 Rs после
08:06 UT и охватывал умеренный диапазон позиционных углов, в основном,
над южным лимбом. Второй регистрировался на еще больших высотах,
начиная с 08:50 UT имел вид полного гало со свечением вокруг всего
затмевающего диска. Однако наиболее яркой и мощной была его гигантская
петлеобразная компонента, занимающая диапазон позиционных углов ~170
градусов над южным и западным лимбом. Согласно оценкам, его скорость в
картинной плоскости составляла ~1175 км/с.
Несмотря на относительно слабое электромагнитное излучение,
сопровождавшее этот второй ВКМ, по всей вероятности, именно он был
геоэффективен и явился главным источником сильнейшей геомагнитной бури
20 ноября. В пользу такого заключения свидетельствуют глобальные
возмущения в виде корональной волны и крупномасштабных диммингов[Черток
и Гречнев, 2004], которые были зарегистрированы в связи с ним во всем
южном и юго-западном секторах диска в крайнем УФ диапазоне при помощи
телескопов SOHO/EIT и КОРОНАС-Ф/СПИРИТ (см. ниже). Значительная
интенсивность геомагнитной бури могла возникнуть, при условии, что в
районе эруптирующего волокна и затем в самом ВКМ преобладала южная
компонента меридионального магнитного поля.

18 ноября телескоп СПИРИТ [Zhitnik et al., 2002] на борту
орбитальной станции КОРОНАС-Ф [Ораевский и Собельман, 2002]
зарегистрировал изображения Солнца одновременно в двух каналах - 175 е
(корональные динии FeIX-XI, температура возбуждения 1-1,3 МК) и 304 е
(HeII, T ~ 0,05-0,08 MK, и SiXI, T ~ 1,6-2 MK). Наблюдения выполнялись
на незатенённых участках орбит продолжительностью 47 мин с интервалом
15 мин. Были зарегистрированы изображения всех 4-х вспышек, из которых
наиболее значительными с точки зрения их возможной связи с ВКМ и
геоэффективности оказались 2-я и 3-я (Рис.5).
ВКМ сопровождались диммингами (транзиентными корональными дырами),
возникающими на диске вблизи места эрупции. Для исследования структуры
диммингов по данным, полученным телескопом СПИРИТ, были построены
фиксированные разностные изображения. В качестве базовых были выбраны
изображения, полученные в обоих каналах в 06:50 UT, то есть до первой
из исследованных вспышек. Все более поздние изображения в обоих каналах
были повернуты против вращения Солнца ко времени базовых кадров, и
затем из них были вычтены базовые изображения. Для повышения контраста
диммингов яркость в разностных изображениях были приведены к нелинейной
шкале. На рис. 6 показана структура диммингов для моментов 07:51, 08:23
и 09:54UT.

Структура диммингов в обоих диапазонах одинакова: основной димминг
(1) идет в юго-восточном направлении в сторону южной полярной
корональной дыры. Кроме него, в обоих диапазонах виден глубокий
компактный димминг (2) в юго-западном направлении. В диапазоне 175 е
хорошо виден также компактный двойной димминг (3) в северо-западном
направлении, который в диапазоне 304 е практически отсутствует.

Что касается третьего крупного ВКМ типа частичного гало,
зарегистрированного после 09:50 UT 18 ноября над восточным лимбом
((рис. 4в), то он и сопровождающая его вспышка балла М4.5 явно были
связан с активностью в находящихся в восточной прилимбовой зоне,
частично на невидимой полусфере, АО 10507 и 10508. По этой причине этот
ВКМ вряд ли может быть геоэффективным по отношению к буре 20 ноября,
однако может существенно ограничить телесный угол распространения
выбросов из АО 10501 и тем самым создать условия для их более высокой
геоэффективности за счет более высоких значений межпланетного
магнитного поля и плотности солнечного ветра.
АО 10501 19 ноября в ~ 04.00 UT произвела более слабую, чем в
предыдущий день, импульсную вспышку М1.7, а 20 ноября - 2 вспышки М1.4
и М9.6/2В. Последняя вспышка сопровождалась радиовсплеском IV типа и
возрастанием солнечных энергичных частиц с энергиями более 1, 5 и 10
МэВ.
20 ноября началась сильнейшая магнитная буря, которая, по всей
видимости, была связана с серией вспышек 18 ноября из АО 10501,
сопровождавшейся ВКМ. Нельзя исключить, что дополнительный вклад внесла
и вспышка из АО 10508, которая хоть и была далеко от центрального
меридиана, но тоже сопровождалась ВКМ. Наложение и взаимодействие этих
возмущений, когда последующее возмущение распространялось по уже
возмущенной среде, и могло привести в совокупности к сильному
возмущению межпланетной среды в окрестности Земли и, как следствию,
геомагнитной буре. Если взять за начало межпланетного возмущения
вспышку M4.5 (для двух предшествующих вспышек оценки получаются
близкими из-за небольших интервалов времени между ними), то время
распространения возмущения от Солнца до Земли составит около 58 часов.
Это время соответствует средней скорости распространения около 720
км/с, что близко к средним временам распространения такого рода
возмущений, но заметно ниже соответствующих оценок для магнитной бури
30 октября 2003 г. [Веселовский и др. 2004]. Если же предположить, что
источником возмущения для магнитной бури 20 ноября послужила вспышка 19
ноября в АО 10501, то время распространения возмущения составит около
40 часов при средней скорости около 1040 км/с. Однако из-за того, что
19 ноября вспышка была слабой, а единственный в этот день ВКМ в 09-12
UT был достаточно узким (т.е., по-видимому, не был направлен вдоль
линии Солнце-Земля), такой сценарий представляется маловероятным.
В интервале 13-20 ноября 2003г. проводились наблюдения на
радиотелескопе РАТАН-600 [Bogod and Tokhchukova, 2003] в диапазон волн
1.83 - 15 см. На рис.7. показаны моменты измерений на РАТАН-600 (в виде
вертикальных серых линий), совмещенные с записями КА GOES в
рентгеновском диапазоне. Видно, что измерения 18 ноября пришлись на
время вблизи вспышечной активности 09-10.30 UT. Общая особенность
радиоизлучения состояла в том, что наиболее вспышечно-продуктивная АО
10501 имела стабильные спектрально-поляризационные характеристики, с
небольшими вкраплениями источников с нетепловыми спектрами. Напротив
область АО 10508 имела мощную развитую и сложную структуру на средних
волнах сантиметрового диапазона. Но эта область произвела лишь одну
мощную вспышку класса M 4.5.
Анализ активности этого периода указывает на раннее появление (13
ноября) поляризованного излучения АО 10501 на восточном лимбе в
радиодиапазоне на волне 1.83 см, тогда как в оптике она еще не была
зарегистрирована (см.рис.8). На следующий день в структуре области
появился новый радиоисточник с левым знаком поляризации, который стал
доминирующим в течение всего времени ее пребывания на диске. Вокруг
этого источника сохранялась правополяризованная оболочка. Такая
структура типична для областей генерирующих протонные события и не
противоречит критерию Танака-Еноме, который был разработан для более
длинных волн 3 и 8 см [Tanaka and Enome, 1975]. Справа приведены данные
магнитографа MDI SOHO во времена близкие к моментам наблюдений на РАТАН-
600. Сканы поляризованного излучения сделаны с ножевой диаграммой РАТАН-
600, которая для этой волны составляет 15 угл.сек * 15 угл. минут. На
этом рисунке также видно, что поляризованная структура АО 10501
значительно отличается от оптической в значительной степени из-за
эффекта проекции вблизи восточного лимба. Это еще раз указывает на
формирование вспышечного процесса в слоях нижней короны и переходного
слоя хромосфера-корона.
17 ноября состоялось одно наблюдение на РАТАН-600 в центральном
азимуте 05:58 UT и совпало с моментом генерации вспышки М4.2 в АО 10501
(см. рис.9). Потоки радиоизлучения возросли многократно с сильным
усложнением структуры. Смены знака круговой поляризации указывают на
разброс высокотемпературной плазмы вовнутрь и наружу солнечной
атмосферы.
На рис.10 приведена ежедневная динамика поляризованного излучения
АО 10501 в течение 18-20 ноября 2003г. Согласно наблюдениям в
радиодиапазоне на волне 1.83 см сохранялась R-L-R структура, которая
постепенно разрушалась. Вспышка уровня М9.6 могла произойти в любой
из этих дней. После этой вспышки АО 10501 стала необратимо разрушаться,
что отразилось на падении величины сигнала 20 ноября. Следует отметить
стабильность магнитной структуры на уровне фотосферы в течение этих
дней ( см. магнитограммы SOHO MDI на рис.10 справа).
На рис.11 приведено сопоставление динамики развития активных
областей 10486 и 10501 в периоды их максимальной активности.
Представлены наблюдения на одной волне 1.83 см. Интересно заметить, что
в обеих областях за несколько дней до генерации самых мощных событий
(вспышка Х28 4 ноября и вспышки М9.6 и М5.8 20 ноября) в каналах
интенсивности отмечались подобные эффекты, связанные с уменьшением
радио яркости. Эти явления отмечались ранее и названы эффектами
"микроволнового потемнения" [Tokhchukova and Bogod, 2003; Bogod et al.,
1998]. В каналах круговой поляризации параметр (Стокса V) для обоих
периодов отмечается смена знака круговой поляризации, указывающая на
происходящую перестройку магнитного поля на уровнях нижней короны.
На ИСЗ КОРОНАС-Ф в исследуемый период исследовались потоки
жесткого рентгеновского и гамма-излучения в диапазоне 0.05-4 МэВ.
Первой из вспышек, произошедших во второй половине ноября 2003 г
прибором СОНГ была зарегистрирована вспышка класса М4.2, начало
примерно в 08:58:30 (см. Таблицу и рис.12). Из рисунка 12 видно, что
вспышка имеет сложную временную структуру и достаточно большую
жесткость - гамма-кванты с энергиями 1.3-4 МэВ регистрируются отнюдь не
в каждой вспышке класса X по мягкому рентгеновскому излучению, а
данная вспышка имела класс всего лишь M4.2.
На следующий день, 18 ноября, когда в первой половине суток
произошло три вспышки класса от М3.2 до М4.5, две из которых были
связаны с АО 10501, СОНГ зарегистрировал только первую из них (см.
рис. 13). Эта вспышка имела начало в 07:23, максимум в 07:52 и конец в
08:06 (в мягком рентгене) и оптически балл 1N. Из рисунка 13a видно,
что спектр у этой вспышки был достаточно мягкий, HXR-излучения выше
150 кэВ зарегистрировано не было. Следующие две вспышки, имевшие в
мягком рентгене даже более высокий класс, прибором СОНГ
зарегистрированы не были, хотя КОРОНАС-Ф находился в это время на свету
и приборы на ИСЗ КОРОНАС-Ф, измерявшие мягких рентген (например, СПР-Н)
эти вспышки зафиксировали. По нашему мнению это указывает на устойчивую
тенденцию к смягчению спектра рентгеновского излучения в данной серии
вспышек.
В момент наиболее мощной вспышки этого периода (класс М9.6),
произошедшей 20/11/2003 (см. рис.14) КОРОНАС-Ф находился в зоне
внутреннего радиационного пояса Земли, но прибор СОНГ зарегистрировал
жесткое рентгеновское излучение несколько позднее примерно в 08:03 (в
диапазоне 50-150 кэВ). В это время возрастаний потоков электронов с
энергией в несколько сотен кэВ на КОРОНАС-Ф зафиксировано не было, что
дает основание полагать, что зарегистрированное жесткое рентгеновское
излучение имеет солнечную природу. В отличие от вспышки 17.11.2003
данное событие имеет простую временную структуру и несколько более
мягкий спектр - максимальные энергии, зарегистрированные в данной
вспышке относятся к каналу 0.5-1.3 МэВ.


Межпланетные данные

Прежде всего необходимо отметить, что в отличие от солнечной
активности в предыдущий оборот Солнца, когда большие потоки энергичных
частиц 28-30 октября и 3 ноября привели к серьезным нарушениям в работе
приборов, измеряющих параметры межпланетной среды на космических
аппаратах (см. например, плато в ряде параметров на рис.15 и обсуждение
в работе [Веселовский и др., 2004], сбоев научных приборов в исследуемый
период во второй половине ноября не было, и были получены полные наборы
данных о солнечном ветре и межпланет-ном магнитном поле, представленных
на рис. 15. На этом рисунке даны следующие параметры (сверху вниз): (1)
параметр beta (отношение теплового и магнитного давлений - сплошная
линия) и отношение температуры протонов к их температуре, вычисленной из
средней зависимости температуры от скорости, T/Texp (штриховая линия),
(2) плотность N, (3) температуры протонов T (сплошная линия) и Texp
(штриховая линия), (4) скорость солнечного ветра V и (5) модуль В
(сплошная линия) и Bz компонента (штриховая линия) ММП, а остальные
параметры такие же, как на рис. 1. Рисунок наглядно демонстрирует, что
все плазменные параметры (V, T и N) во второй половине ноября не
отличались экстремальными значениями, в то же время величина B и Bz
компонента ММП достигали крайне высоких значений >50 и -50 нТ,
соответственно, что и привело к генерации сильнейшей магнитной бури.
Отметим, что в последнее время часто для идентификации типов
течений солнечного ветра используют параметр T/Texp: если он больше 2,
то это область сжатия, если меньше 0.5, то межпланетное проявление ВКМ
(ICME, ejecta) [Richardson et al., 1995; Vennestroem, 2000]. Как видно
из рисунка, этот критерий в данном случае не работает, так как T/Texp
практически не отличается от единицы. В то же время другой критерий,
параметр beta, резко уменьшается до крайне низкой величины 20 и 21
ноября. Поведение параметров плазмы и ММП наглядно показывает, что
возмущение 20 ноября является магнитным облаком, а уменьшение
параметров beta и концентрации 21 ноября, по-видимому, является
следствием разрежения плазмы за быстрым и плотным ветром [Usmanov et
al., 2000].
Более подробный рисунок 16 показывает, что приходу облака
(пунктирная линия) предшествовали приход межпланетной ударной волны
(скачок V, N и T) и области сжатия. Магнитное облако характеризуется
уменьшением температуры и концентрации, возрастанием модуля и поворотом
Bz и By компонент ММП. Скачки концентрации (штриховая линия и начало 21
ноября) могли образоваться как на Солнце (в результате эрупции волокна -
рис.2), так и в межпланетном пространстве (в результате того, что одно
облако догонялось 1 или 2 последующими возмущениями). В пользу последней
гипотезы свидетельствует корреляция температуры и концентрации, а также
небольшая длительность магнитного облака - около 12 часов, в то время
как средняя длительность магнитных облаков составляет около 30 часов
[Ермолаев и др. 2000]. Взаимодействие нескольких возмущений по дороге от
солнечной атмосферы до орбиты Земли могло послужить причиной столь
большого увеличения величины ММП.
Наблюдения вблизи Земли интересно сравнить с измерениями на КА
Ulysses, который находился в это время на расстоянии около 5,3 а.е. от
Солнца на гелиошироте около 5 градусов и гелиодолготе относительно
Земли около 90 градусов. 29 ноября сюда пришла ударная волна от вспышки
18 ноября, которая была почти центральной для Земли и лимбовой для КА
Ulysses. Скорость солнечного ветра за ее фронтом была здесь около 600-
700 км/с, то есть далеко не рекордной по своей величине, даже с учетом
заметного ослабления возмущения с удалением от Солнца.
Космический аппарат Odyssey в рассматриваемый период времени
находился на орбите искусственного спутника Марса, т.е. на расстоянии
около 1.5 а.е. от Солнца. Сам Марс в это время отстоял на угол около 23
градусов к востоку от линии Солнце-Земля. Установленный на борту этого
космического аппарата прибор HEND (High Energy Neutron Detector)
[Митрофанов и др., 2003] зарегистрировал в начале 21 ноября события в
различных энергетических каналах для жесткого электро-магнитного
излучения и нейтронов от нескольких долей электронвольта до 15 МэВ так,
как это показано на рис.17. Так как события на орбите Марса начались
через 6 часов после прихода магнитного облака к Земле и через 2 часа
после солнечной вспышки 20 ноября в 23.58 силы М5.8, то можно сделать
предварительный вывод, что событие у Марса не является откликом планеты
на воздействие магнитного облака, а скорее всего имеет солнечное
происхождение. Сигнал модулирован за счет оборота спутника вокруг
планеты.
По данным монитора космических лучей (МКЛ) на спутнике КОРОНАС-Ф
были измерены потоки солнечных космических лучей, которые представлены
на рис. 18. На двух нижних панелях приводятся данные АСЕ по параметрам
межпланетной среды (скорость и концентрация) и компоненты межпланетного
магнитного поля. На трех остальных панелях приводятся данные о солнечных
энергичных частицах по данным ИСЗ КОРОНАС-Ф, полученные в северной
полярной шапке (штриховые кривые с точками) и данные АСЕ (сплошные
кривые). Энергии частиц приводятся в МэВ. Слева на осях ординат
приводятся данные ИСЗ КОРОНАС-Ф в (см2(ср(сек)-1. Справа на осях
ординат приводятся данные АСЕ в (см2(ср(сек(МэВ)-1 для дифференциальных
каналов и в (см2(ср(сек)-1.для интегрального канала. Данные, полученные
на двух космических аппаратах, в целом хорошо согласуются между собой, а
наблюдаемые различия будут подробно проанализированы в дальнейших
работах. Потоки заряженных частиц в межпланетном пространстве и в
полярных шапках существенно меньше, чем наблюдались в интервал 20
октября - 6 ноября [Веселовский и др. 2004], а их возрастания 17, 18, 20
и 21 ноября хорошо согласуются с соответствующими солнечными вспышками
17 ноября в 9:05 UT, 18 ноября в 7:52 и 8:31UT, 20 ноября в 7:47 UT и 20
ноября в 23:53UT (см. также Таблицу).

Магнитосферные данные
Магнитные бури октября-ноября 2003 года характеризовались необычно
высокой геомагнитной активностью не только вблизи геомагнитного
экватора и на средних широтах (Dst и Кр индексы), но и на авроральных и
полярных широтах (более 2000 нТл по индексу AL), что вызвало дискуссии
о роли нетрадиционных факторов влияния на ионосферные токовые системы,
например, роли солнечных космических лучей или плотности солнечного
ветра. Детальный анализ динамики авроральных электроджетов может быть
проведен позднее, после получения уточненных результатов наблюдений
различных параметров магнитосферы, однако, некоторые выводы можно
сделать, используя уже имеющиеся предварительные данные. На рисунке 19
приведены графики Bz компоненты межпланетного магнитного поля в системе
координат GSM; электрического поля солнечного ветра, вычисленного по
формуле
E = [pic]
(как было показано ранее, эта комбинация параметров солнечного ветра
наиболее хорошо коррелирует с AL индексом, [Petrukovich and Rusanov,
2004] ); а также AL индекса (оцифрованного по предварительному
графику).
В отличие от магнитных бурь октября 2003 года скорость солнечного
ветра около Земли во время рассматриваемого события была практически в
два раза меньше и не превышала 1000 км/с. Поэтому, основной вклад в
величину электрического поля дала вариация южной компоненты
межпланетного магнитного поля. В свою очередь, амплитуда вариаций
индекса AL так же была примерно в два раза ниже (~1500-2000 нТл). Таким
образом, при предварительном анализе, сила авроральных токовых систем в
целом соответствует уровню воздействия со стороны солнечного ветра в
пределах нашего знания количественных зависимостей солнечно-земного
взаимодействия.
Необходимо отметить, что вариации подобной амплитуды не уникальны и
регистрировались и во время менее сильных магнитных бурь. Например, 25
сентября 1998г. в то время как значение электрического поля солнечного
ветра было весьма умеренным и составляло около 12 мВ/м, станции сети
магнитометров CANOPUS зарегистрировали отклонение горизонтальной
компоненты до величин порядка -4000 нТл, что объяснялось, в частности,
особенностями динамики геомагнитного хвоста Земли.
Вариации магнитного поля в период магнитной бури 2