Магнитные бури

Магнитная буря происходит при взаимодействии магнитосферы с плотными, ускоренными потоками солнечного ветра и контролируется величиной и направлением межпланетного магнитного поля. Характерным проявлением магнитной бури является понижение геомагнитного поля измеряемого на поверхности Земли и описываемого с помощью Dst-индекса. Такая вариация на поверхности Земли создается магнитосферными и ионосферными источникам магнитного поля, а также токами, протекающими в земной коре и препятствующими проникновению внешнего поля внутрь Земли.

Магнитные бури: исторический аспект

Термин магнитная буря был впервые введен Александром фон Гумбольдтом (1769-1859) в начале 19 века для обозначения периода внезапного понижения горизонтальной компоненты Н геомагнитного поля, измеряемого на поверхности Земли. По его инициативе в 30-х годах 19 века была создана сеть магнитных обсерваторий. Измерения показали, что вариации магнитного поля во время магнитных бурь имеют глобальный характер и демонстрируют общие закономерности развития: резкое понижение поля за 10-20 часов и его последующее восстановление в течение 2-6 суток.

Магнитная буря 6-8 ноября 2004 г. (магнитограмма из обсерватории Каккиока, МЦД Киото, Япония
http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/magqldir/q/KAKpast.html)

Солнечная активность и магнитные бури

Источником магнитных бурь являются активные процессы на Солнце.

Солнце в видимом свете

Потоки солнечных электронов и ионов, воздействуя на геомагнитное поле, создают в околоземном пространстве электрические токи, которые ответственны за его депрессию (Chapman, Ferraro, 1930)

Наблюдения пятен на поверхности Солнца (начиная с Галилея (1609 г.)) позволили установить наличие 11-летнего цикла солнечной активности (Генрих Швабе). Эдвард Сабайн (Edward Sabine) в 1852 г. обнаружил связь между циклом солнечной активности и возникновением мощных магнитных бурь. В 30-х годах 20 века С.Чепмен и В. Ферраро построили теорию формирования магнитосферных токовых при взаимодействии транзиентных потоков солнечной плазмы с геомагнитным полем.

Факторы, управляющие бурей

Открытие солнечного ветра (Паркер, 1961) привело к построению современной концепции магнитной бури. Активные процессы на Солнце и связанные с ними вариации динамического давления солнечного ветра и межпланетного магнитного поля, изменяют размеры и положение токовых систем в магнитосфере Земли и вызывают геомагнитные возмущения. Для развития магнитной бури необходимо наличие двух условий: воздействия ускоренного потока плотной солнечной плазмы на земную магнитосферу и длительное существование ММП южного направления.

Величина -V_sw · B_z
где V_sw – скорость солнечного ветра, а B_z – величина северо-южной компоненты ММП (отрицательная при южном направлении) может быть использована как показатель геоэффективности потока солнечного ветра, его способности вызвать магнитную бурю.

Классификация магнитных бурь

Главными источниками ускоренного солнечного ветра на Солнце являются корональные дыры, долгоживущие образования из которых истекает ускоренный солнечный ветер и выбросы корональной массы (coronal mass ejection, CME). Долгоживущие корональные дыры приводят к периодическим, рекуррентным магнитным бурям в земной магнитосфере умеренной интенсивности (до 200 нТл), повторяющимся с каждым оборотом Солнца (период – около 27 дней). Выбросы солнечной массы, приводящие к инжекции облака плазмы и сопровождающиеся распространением ударной волны, могут приводить к очень сильным возмущениям магнитосферного магнитного поля (400 нТл и выше).

Рекуррентные магнитные бури

Бури, вызванные выбросами солнечной массы
(J. Borovsky, M. Denton)

Анализ периодов развития магнитных бурь показал, что рекуррентные магнитные бури происходят, как правило, на фазе спада 11-летнего цикла солнечной активности, в то время как магнитные бури, связанные с СМЕ происходят как правило в периоды солнечного максимума.

Плазма в магнитосфере

Состав магнитосферной плазмы контролируется солнечным ветром. При пересоединении магнитосферного и межпланетного магнитных полей, наиболее эффективном при южном направлении ММП, происходит проникновение плазмы солнечного ветра в плазменный слой хвоста магнитосферы (за время около 2 часов). Магнитосферное электрическое поле переносит плазму из хвоста во внутренние области магнитосферы (конвективный перенос, еще 2 часа), где она захватывается геомагнитным полем и формирует кольцевой ток.

Другим источником магнитосферной плазмы является земная ионосфера. Ионосферные ионы вытягиваются продольными токами в область плазменного слоя, где начинают участвовать в конвективном движении к Земле.

Движение частиц кольцевого тока

Hess, 1968

Кольцевой ток расположен на геоцентрических расстояниях 2-9 радиусов Земли и состоит из захваченных геомагнитным полем частиц с энергией 1 - 300 Кэв/нуклон. Захваченные геомагнитным полем частицы совершают вращение вокруг силовой линии и дрейфуют в неоднородном магнитном поле внутренней магнитосферы. При этом положительные ионы движутся на запад, а электроны – на восток. Раздельное движение ионов и электронов приводит к возникновению кольцевого тока. Состав кольцевого тока меняется в зависимости от геомагнитной возмущенности. Спокойный кольцевой ток состоит главным образом из протонов солнечного происхождения, в то время как во время магнитных бурь возникает значительная компонента ионов ионосферного происхождения (ионов кислорода).
Уравнение Десслера-Паркера-Скопке (Десслер, Паркер, 1959; Скопке, 1966)

связывает полную энергию частиц кольцевого тока с магнитным полем кольцевого тока и, таким образом, позволяют исследовать динамику кольцевого тока во время магнитной бури:

Ионосферные проявления магнитной бури

Положение полосы свечения в зависимости от уровня магнитной активности [Старков и Фельдштейн, 1967]. а - дневные часы, б - ночные.

Полярные сияния вызываются вторжениями энергичных заряженных частиц в области верхней атмосферы и являются отображением структуры околоземного космического пространства и динамики крупномасштабных магнитосферных токовых систем. Области свечения имеют вид светящихся овалов в высокоширотной ионосфере, смещенных в ночную сторону относительно геомагнитных полюсов (Фельдштейн, 1960; Хорошева, 1961). При геомагнитных возмущениях овал полярных сияний расширяется и может достигать средних широт. Положение овала может использовано для анализа динамики магниосферных токовых систем и плазменных образований во время магнитной бури.

а	б
Полярный овал по наблюдениям КА Polar, a) спокойный, б) во время бури \|Dst\|_max = 2.75 · 10⁴/L⁴

Dst-индекс

http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/dst1/p/dstprov200411.html

В настоящее время для анализа магнитной бури используется Dst-индекс. Dst-индекс представляет собой осесимметричную относительно геомагнитного диполя компоненту возмущенного магнитного поля и определяется на основе измерений магнитного поля на четырех приэкваториальных станциях: Сан-Хуан, Херманус, Какиока, Гонолулу. Процедура вывода Dst-индекса описана в (Sugiura, Kamei, 1991). На каждой станции для каждого часа мирового времени определяется величина возмущения магнитного поля
D(T), связанного с состоянием межпланетной среды.

Observatory	Geographic		Geomagnetic
Observatory	Longitude (E)	Latitude	Dipole latitude
Hermanus	19.22°	-34.40°	-33.3°
Kakioka	140.18°	36.23°	26.0°
Honolulu to April 1960	201.90°	21.30°	21 0°
after April I960	201.98°	21.32°	21.1°
San Juan to January 1965	293.88°	18.38°	29.9°

Для этого, из горизонтальной компоненты магнитного поля, измеряемого на каждой станции вдоль меридиана (H компонента), исключаются вековые вариации геомагнитного поля (H_base) и солнечно-суточная вариация Sq, порожденная ионосферной двухвихревой токовой системой расположенной в окрестности полуденного меридиана.

D(T) = H(T) – H_base(T) – Sq(T)

Dst определяется как среднее по долготе возмущение, приведенное к экватору (λ – долгота обсерватории).

Магнитосферные токовые системы

1) токи хвоста магнитосферы (TC),
2) кольцевой ток (RC),
3) частичный кольцевой ток (PRC)
4) токи, текущие по магнитопаузе (FAC)

Магнитная буря является откликом магнитосферы на внезапное увеличение динамического давления солнечного ветра. Она связана с интенсивным энерговыделением в магнитосфере и в ионосфере, которое контролируется главным образом величиной и направлением межпланетного магнитного поля. Главным проявлением магнитной бури является понижение геомагнитного поля измеряемого на поверхности Земли и описываемого с помощью Dst-индекса. Такая вариация на поверхности Земли создается магнитосферными и ионосферными источникам магнитного поля, а также токами, протекающими в земной коре и препятствующими проникновению внешнего поля внутрь Земли.
Депрессия магнитосферного магнитного поля на поверхности Земли определяется, главным образом, кольцевым током, токами хвоста магнитосферы и токами, текущими по магнитопаузе.

ΔH = H_ring+ H_tail+ H_cf

К настоящему времени не предложены стандартные методики, позволяющие однозначно разделить эффекты основных токовых систем, составляющих магнитосферное магнитное поле, опираясь только на измерения. Однако, их можно вычислить с помощью современных динамических моделей, которые позволяют рассчитать в отдельности поле каждого магнитосферного источника для заданных условий в солнечном ветре.

Основные фазы бури

При анализе бури выделяют 3 основные фазы ее развития: внезапное начало (SSC – sudden storm commencement) – 1, главная фаза – 2, и фаза восстановления – 3. Внезапное начало связано с непосредственным воздействием ускоренной плазмы солнечного ветра на магнитосферу: поджатие магнитосферы при усилении динамического давления солнечного ветра приводит к усилению токов Чепмена-Ферраро на магнитопаузе. Эти токи производят положительную вариацию северо-южной компоненты магнитного поля в магнитосфере, что проявляется в кратковременном положительном скачке Dst на фазе внезапного начала бури. Развитие кольцевого тока и интенсификация токов хвоста магнитосферы приводят к резкому падению Dst на главной фазе, а смена знака ММП – к распаду кольцевого тока и к последующему восстановлению спокойного уровня геомагнитного поля.

При анализе магнитной бури часто используется Dst^* – индекс: Dst скорректированный на давление солнечного ветра, получаемый вычитанием из Dst эффекта токов на магнитопаузе

Dst^* = Dst – b√P_sw + c.

В отличие от Dst, скорректированный на давление индекс является суперпозицией источников, дающих отрицательный вклад в Dst, (кольцевой ток и токи хвоста магнитосферы). Это позволяет исследовать относительные вклады этих источников в возмущение геомагнитного поля.

Модели магнитного поля

Существующие динамические модели представляют магнитное поле в околоземном космическом пространстве как суперпозицию вкладов от крупномасштабных магнитосферных токовых систем. Модели Цыганенко (Т01, Т05), параболоидная модель А2000 определяют магнитосферное магнитное поле суммой его составляющих, среди которых – магнитное поле токов Чепмена-Ферраро на магнитопаузе, поле кольцевого тока, поле токов магнитосферного хвоста, поле продольных токов. В каждый момент времени параметры определяют мгновенное состояние магнитосферы, а динамика магнитосферы может быть представлена как последовательность таких состояний. Поскольку разные источники магнитосферного магнитного поля изменяются с собственным характерным временем, каждый источник будет демонстрировать свою собственную динамику во время магнитосферных возмущений.
По определению, Dst-индекс характеризует изменчивость глобального магнитного поля и содержит вклады от симметричных магнитосферных токовых систем: токов на магнитопаузе, кольцевого тока и токов хвоста магнитосферы. Соотношение между вкладами этих токовых систем в Dst на разных фазах магнитной бури может характеризовать их относительную динамику во время магнитосферных возмущений.

Параболоидная модель магнитосферы A2000

Параболоидная модель A2000 [Alexeev et al., 1996; Alexeev and Feldstein, 2001] основана на аналитическом решении уравнения Лапласа для каждой крупномасштабной токовой системы с граничным условием на магнитопаузе, которая аппроксимируется параболоидом вращения. Входными параметрами модели являются: угол наклона геомагнитного диполя − ψ , расстояние до подсолнечной точки на магнитопаузе − R₁, расстояние до переднего края слоя хвоста − R₂, магнитный поток через доли хвостаФ, магнитное поле кольцевого тока в центре Земли − br, максимальная интенсивность продольных токов зоны I - I_||. Эти параметры могут быть определены из наблюдательных данных: параметров солнечного ветра, ММП, и геомагнитных индексов.

B_M= B₁+ B₂

B_{1 IGRF} − магнитное поле внутриземных токов, B₂− магнитное поле магнитосферных токов

B₂= B_sd(ψ,R₁) + B_t(ψ, R₁,R₂,Ф) + B_r(ψ,br) + B_sr(ψ, R,br) + B_fac(I_||)

B_sd − поле токов на магнитопаузе; B_t − поле геомагнитного хвоста; B_r − поле кольцевого тока; B_sr − поле токов на магнитопаузе, экранирующих кольцевой ток; B_fac − поле продольных токов.

Структура

Параболоидная модель имеет трехуровневую структуру: в каждый момент времени эмпирические параметры определяют параметры магнитосферных токовых систем, которые характеризуют мгновенное состояние магнитосферы, а динамика магнитосферы может быть представлена как последовательность таких состояний.

Эмпирические данные

− субмодели

Параметры магнитосферных
токовых систем

Магнитосферное поле

Для вычисления входных параметров модели используются так называемые субмодели, которые связывают параметры модели с величинами, определяемыми экспериментально.

Токи на магнитопаузе и расстояние до подсолнечной точки

Токи на магнитопаузе реагируют на изменение параметров солнечного ветра почти мгновенно. Поджатие магнитосферы при усилении динамического давления солнечного ветра приводит к кратковременной положительной вариации магнитосферного поля во внутренней и в дневной магнитосфере SSC. Расстояние до подсолнечной точки на магнитопаузе - один из самых важных паpаметpов магнитосферы, хаpактеpизует поджатие магнитопаузы. Его изменения при внезапных скачках динамического давления солнечного ветpа приводят к значительным вариациям магнитосфеpного магнитного поля. Так, поджатие дневной магнитопаузы до 7 R_E во вpемя магнитной буpи 23-27 ноябpя 1986 года привело к тpехкpатному увеличение вклада токов Чэпмена-Феppаpо в Dst. Уменьшение площади экваториальной внутpенней магнитосфеpы между магнитопаузой и пеpедним кpаем токового слоя хвоста магнитосфеpы пpиводит к сжатию пучка уходящих в ночную магнитосферу магнитных силовых линий токовой системы хвоста и, следовательно, к усилению вклада этой токовой системы в магнитное поле во внутренней магнитосфере.
В настоящее время хорошо установлено, что размер магнитосферы определяется в первую очередь динамическим давлением солнечного ветра. Экспериментальные данные свидетельствуют также о влиянии южной компоненты межпланетного магнитного поля: подсолнечная точка для случая южного ММП в среднем на 1 R_з ближе к Земле, чем для северного. В настоящее время существует ряд моделей, описывающих фоpму и pазмеp магнитопаузы в зависимости от давления солнечного ветpа и B_z компоненты межпланетного магнитного поля. В основе всех моделей лежит аппроксимация массива данных пересечений космическими аппаратами магнитопаузы поверхностью выбранной формы.

Токи хвоста магнитосферы

Ультрафиолетовое свечение полярного овала
(космический аппарат Polar, 4.04.1997 0519 UT)
http://sd-www.jhuapl.edu/Aurora/UVI_on_Earth.html
Расстояние до переднего края токового слоя геомагнитного хвоста
R₂= 1/cos²φ_k D_st < -10nT
φ_k =74.9-8.6 log₁₀ (-D_st)
Магнитный поток через доли хвоста магнитосферы
Ф_∞ = Ф₀ + Ф_sФ₀ = 3.7·10⁸ Wb

Токовая система магнитосферного хвоста включает в себя токи поперек хвоста магнитосферы и токи замыкания на магнитопаузе. Она подвержена воздействию, как факторов межпланетной среды, так и внутримагнитосферных процессов, главным образом суббуревых. Магнитное поле токовой системы хвоста направлено к Солнцу (от Солнца) в северной (южной) доле хвоста ночной магнитосферы, и − с севера на юг во внутренней и в дневной магнитосфере. Отклик магнитного поля этой токовой системы на внешнее воздействие составляет около 15 мин. За это время происходит перестройка магнитосферной конфигурации в области авроральных силовых линий.
Передний край токового слоя геомагнитного хвоста определяется проектированием приэкваториальной границы полярного овала в плоскость геомагнитного экватора. Магнитный поток через доли хвоста магнитосферы, складывается из магнитного потока , связанного с медленной, адиабатической эволюцией геомагнитного хвоста, и магнитного потока , связанного с развитием суббуревой активности в магнитосфере.

Кольцевой ток

Кольцевой ток является наиболее инертной частью магнитосферы. Он развивается вследствие инжекции заряженных частиц из хвоста магнитосферы, и разрушается в результате перезарядки с атомами экзосферы, кулоновских столкновений и волновых процессов. Магнитное поле кольцевого тока направлено к югу во внутренней магнитосфере и обеспечивает характерную крупномасштабную структуру вариации измеряемого магнитного поля во время магнитной бури. Для вычисления магнитного поля кольцевого тока в центре Земли может быть использовано уравнение Десслера-Паркера-Скопке. Для этого необходимо оценить полную энергию захваченных частиц кольцевого тока.

ΔB/B₀ = 2E/(3E_m) – уравнение Десслера-Паркера-Скопке

Модель Бартона представляет процесс развития кольцевого тока как результат инжекции, описываемой функцией F(E), и последующей диссипации, описываемой членом b_r/τ. Функция инжекции F(E) определяется через компоненту электрического поля солнечного ветра Е_у= -VB_z, направленную с утра на вечер, d – коэффициент амплитуды инжекции (|d| – амплитуда инжекции).

dbr/dt = F(E) – b_r/τ – уравнение Бартона (Burton, 1975)

Вычисление «модельного» Dst

Часовой Dst-индекс представляет собой осесимметричную относительно геомагнитного диполя компоненту возмущенного магнитного поля и определяется на основе измерений магнитного поля на четырех приэкваториальных станциях. Для каждого часа мирового времени, из магнитного поля, рассчитанного на долготе каждой станции, вычитаются магнитное поле внутриземных источников (главное магнитное поле Земли) и вариация магнитного поля, рассчитанного для спокойного дня месяца. Дата последнего определяется на основании непрерывных измерений магнитного поля, собранных в Мировом центре данных в Киото, Япония. При этом следует учесть, что вариации магнитосферного магнитного поля создают в поверхностном слое земной коры индуцированные (теллурические) токи, препятствующие проникновению магнитосферного магнитного поля внутрь Земли. Эти токи порождают магнитные поля, усиливающие магнитное поле магнитосферных источников на земной поверхности. В то время как измеренное на поверхности Земли магнитное поле уже содержит вклад индуцированных токов и, таким образом, их вклад учитывается при вычислении Dst по процедуре [Sugiura and Kamei, 1991], при модельных расчетах Dst вклад индуцированных токов в поле на поверхности Земли должен быть рассчитан отдельно.

"Экспериментальное Dst

"Модельное" Dst

Магнитная буря 9-12 января 1997

Современные модели магнитосферного магнитного поля позволяют вычислять вклады в Dst от разных магнитосферных токовых систем. Рассчитанные по модели вариации горизонтальной компоненты магнитосферного магнитного поля на поверхности Земли могут быть использованы для определения величины Dst. Для магнитной бури 9-12 января 1997 выполнены расчеты возмущения, спокойного уровня, рассчитанного в самый спокойный день января 1997 года и результирующее Dst.

Вычисление вкладов в Dst токов на магнитопаузе (DCF), кольцевого тока (DR) и токов хвоста (DT)

Магнитные бури 25-26 июня 1998 г. и 21-23 октября 1999 г.: источники Dst

На верхних рисунках представлены вклады в Dst токов на магнитопаузе (зеленая кривая), кольцевого тока (красная кривая) и токов хвоста магнитосферы (синяя кривая) для магнитных бурь 25-26 июня 1998 г. (слева) и 21-23 октября 1999 г.(справа), рассчитанные с использованием параболоидной модели.
Токовый слой хвоста магнитосферы дает сопоставимый с кольцевым током вклад в Dst для бурь средней интенсивности (|Dst| ~ 100 – 200 нТл), в то время как для мощных бурь кольцевой ток становится доминирующим источником Dst. Усиление токов хвоста, как правило, начинается до развития кольцевого тока, на начальной стадии бури. Вариации токов хвоста связаны с суббуревой активностью и описывают быстрые изменения профиля Dst. Кольцевой ток вносит определяющий вклад в Dst во время мощных бурь и определяет поведение магнитосферного поля на фазе восстановления бури.

Относительные вклады магнитосферных токовых систем в Dst

Соотношение между DR и DT зависит от интенсивности бури. Для слабых и умеренных бурь DT может достигать значений, сравнимых со значениями DR, а иногда даже превышать их. Для сильных бурь роль DR возрастает. На бурях средней интенсивности (около –100 – -200 нТл) поле токов хвоста испытывает насыщение, достигая максимально возможного значения, в то время как кольцевой ток находится в условиях, когда он имеет возможность для дальнейшего развития. Мы видим, что для сильных бурь поле кольцевого тока доминирует над полем токов хвоста, не превышающего по абсолютному значению 150 нТл, которое достигается и в бурях меньшей интенсивности.

Статистический анализ 70 бурь 1998-2004 гг.: Красные точки – значение относительного вклада кольцевого тока (левая панель) и токового слоя хвоста (правая панель) в скорректированное Dst в зависимости от мощности бури.

Насыщение магнитного потока хвоста

Во время бурь с максимальным
Dst = -150 происходит насыщение магнитного потока хвоста магнитосферы.
Объяснение этому факту лежит в пространственных характеристиках исследуемых токовых систем. Магнитное поле хвоста магнитосферы определяется магнитным потоком поперек долей хвоста, эквивалентному магнитному потоку через полярную шапку.
Величина потока зависит от размеров полярной шапки и достигает значения 2500 МВб уже при радиусе полярной шапки 30^о, очевидно, чрезмерном и никогда не наблюдавшемся.

Динамика кольцевого тока

Анализ 70 бурь 1998-2004 гг.: амплитуда инжекции растет с ростом мощности бури.

Развитие кольцевого тока контролируется электрическим полем солнечного ветра (величиной E_y-компоненты). В то же время, внутримагнитосферные процессы приводят к нелинейному отклику кольцевого тока на внешнее воздействие. Амплитуда инжекции кольцевого тока изменяется в зависимости от вошмущенности магнитосферы.
Анализ низкоширотных возмущений магнитного поля на поверхности Земли проявляет сложную динамику магнитосферного магнитного поля во время магнитной бури. При этом различные токовые системы характеризуются отличающейся друг от друга динамикой, временем реакции и распада. Динамика магнитосферы в целом во время бури демонстрирует зависимость глобальных токовых систем как от параметров солнечного ветра, так и от факторов магнитосферного происхождения.

Заключение

Анализ низкоширотных возмущений магнитного поля на поверхности Земли объясняет сложную динамику магнитосферного магнитного поля магнитной бури. При этом различные токовые системы характеризуются отличающейся друг от друга динамикой, временем реакции и распада. Кольцевой ток порождает медленные и длительные вариации магнитосферного магнитного поля. Усиления токов хвоста магнитосферы связаны приводят к интенсивным кратковременным вариациям магнитосферного магнитного поля, коррелирующим с индексом авроральной активности АЕ. Магнитное поле токов на магнитопаузе отражает мгновенные изменения в параметрах межпланетной среды. Относительные изменения роли магнитосферных токовых систем зависят от мощности бури. Для умеренных бурь (с минимальным Dst более -200 нТл) токи хвоста и кольцевой ток дают сопоставимые вклады в вариацию геомагнитного поля на поверхности Земли. В мощных бурях наступает насыщение магнитного поля токов хвоста и кольцевой ток становится доминирующим источником Dst-вариации. Динамика магнитосферы в целом во время бури демонстрирует зависимость глобальных токовых систем, как от параметров солнечного ветра, так и от факторов магнитосферного происхождения.