Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://solarwind.cosmos.ru/nov04_txt.doc
Дата изменения: Thu Apr 21 16:00:08 2005
Дата индексирования: Mon Oct 1 19:54:59 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: jupiter

Год спустя: Солнечные, гелиосферные и магнитосферные возмущения в ноябре
2004г.

Ю.И. Ермолаев, Л.М. Зеленый, Г.Н. Застенкер, А.А. Петрукович, М.Ю.
Ермолаев, Институт космических исследований РАН, Москва

М.И. Панасюк, Кузнецов С.Н., Мягкова И.Н., Муравьева Е.А., Юшков Б.Ю,
И.С. Веселовский, НИИЯФ МГУ, Москва

В.Д.Кузнецов, И.М. Черток, В.Н. Ишков, А. В. Белов, Е. А. Ерошенко, В. Г.
Янке
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН,
Троицк

С.В. Кузин, И.А.Житник, А.П.Игнатьев, В.А. Слемзин, Н.К. Суходрев, С.А.
Шестов
Физический институт им. П.Н.Лебедева РАН, Москва
В.М. Богод, В.С. Котельников, Специальная астрофизическая обсерватория РАН,
Санкт-Петербургский Филиал, Пулково
Л.А.Першаков, М.И.Белоглазов, Полярный геофизический институт КНЦ РАН;
Мурманской обл., г.Апатиты
В.И. Власов, И.В. Чашей, Пущинская Радиоастрономическая обсерватория
ФИАН, Пущино
В.И. Козлов, Институт космофизических исследований и аэрономии СО РАН,
Якутск

Ю.А. Кугаенко, Камчатский филиал Геофизической службы РАН
Н.Г. Клейменова, О.В. Козырева, Объединённый институт физики Земли им.
О.Ю.Шмидта РАН, Москва

В.А. Пархомов, Байкальский государственный университет экономики и права,
Иркутск

Р.З. Хисамов, В.Л. Янчуковский, Станция космических лучей Новосибирской
геофизической обсерватории ГС СО РАН, Новосибирск

Кудела К. ( ИЭФ САН)

Поступила в редакцию . 2005г.

Абстракт.

Спустя год после экстремальных событий на Солнце, в гелиосфере и на
Земле в октябре-ноябре 2003 года [Веселовский и др., 2004; Панасюк и др.,
2004; Ермолаев и др., 2005] ситуация повторилась в ноябре 2004 года. В
работе, подготовленной в основном участниками прошлогодней коллабарации
отечественных исследователей экстремальных явлений, приводятся основные
наблюдательные данные, относящиеся к периоду, когда на Земле наблюдалась
сильная магнитная буря с Dst = -383 нТ. И хотя по силе возмущенности
Солнца, солнечного ветра и магнитосферы рассматриваемый период по ряду
параметров уступает аналогичному периоду 2003 года, приведенные данные
свидетельствует о том, что благодаря событиям осени 2003 и 2004 годов фаза
спада 23-его цикла солнечной активности является одной из самых активных за
весь период всесторонних исследований солнечно-земных связей.

I. Введение.

Исследование влияния солнечных и межпланетных (гелиосферных) явлений
на околоземное пространство было и остается важнейшей составляющей солнечно-
земной физики. Так как такое влияние, часто называемое «Космической
погодой», оказывается важным во многих сферах человеческой деятельности, то
исследования в этом направлении развиваются быстрыми темпами. Несмотря на
то, что общая концепция такого влияния существенно не изменялась на
протяжении многих лет, и к настоящему моменту накоплен большой объем
экспериментальных и теоретических данных (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; Yermolaev et al.,
2005; Dmitriev et al., 2005, Schwenn et al., 2005] и ссылки в них),
существуют определенные сложности в прогнозировании эффектов «Космической
погоды». При этом, если на основании измерений параметров межпланетной
среды вблизи магнитосферы Земли (в частности в либрационной точке L1) можно
с высокой степенью точности предсказать отклик магнитосферы и нижележащих
оболочек Земли, то степень «оправдываемости» подобного прогноза на
основании наблюдений Солнца остается достаточно низкой [Ермолаев и
Ермолаев, 2003; Yermolaev et al., 2005]. Это связано, с одной стороны, со
сложностью изучаемой системы, включающей в себя множество отдельных
звеньев, в каждом из которых действуют различные физические механизмы, а с
другой стороны, с ограниченностью экспериментального материала, который в
силу технических сложностей имеется лишь в некоторых точках пространства,
доступных сегодняшним средствам измерения. Поэтому наиболее перспективными
представляются исследования, которые имеют комплексный, междисциплинарный
характер, и такие исследования ведутся как у нас в стране, так и за
рубежом. Прекрасным примером такого подхода может служить «мозговой штурм»
коллабарации отечественных исследователей из более, чем 10 научных
организаций страны, которую удалось собрать ИКИ РАН и НИИЯФ МГУ для
изучения экстремальных событий на Солнце, в гелиосфере и на Земле в октябре-
ноябре 2003 года. Тогда в сравнительно короткий срок удалось собрать
обширный материал по этим событиям, провести международную конференцию и
опубликовать ряд статей, как обзорного характера [Веселовский и др., 2004;
Панасюк и др., 2004; Ермолаев и др., 2005], так и посвященных некоторым
специфическим аспектам (см. 6-й номер журнала «Космические Исследования» за
2004 г. и 1-й номер журнала «Геомагнетизм и Аэрономия» за 2005 г.).
Ровно через год, в конце октября - начале ноября 2004 года, Солнце
снова проявило большую активность и породило ряд сильных межпланетных и
магнитосферных возмущений (см.Рис.1), и хотя эта активность немного не
«дотягивает» по ряду параметров до экстремальных значений, наблюдаемых в
2003 году (3 солнечные вспышки класса Х вместо 11 вспышек этого класса и
магнитная буря с Dst = -383 нТ вместо бури с -401 нТ), тем не менее ее
можно отнести к разряду сильнейших не только в текущем 23-ем цикле
солнечной активности, но и за весь период космических наблюдений. Коллектив
исследователей, в основном сложившийся в период анализа предшествующего
активного периода, провел сбор и анализ новых данных, и вашему вниманию
представляется наблюдательный материал по Солнцу и гелиосфере,
предшествующий магнитной буре 8-10 ноября 2004 года, а также по состоянию
магнитосферы Земли в этот период. Настоящая работа носит предварительный
характер и ставит своей задачей дать общее описание состояния различных
областей пространства в этот период и ознакомить читателя с описанием
основных, как отечественных, так и зарубежных, экспериментальных данных,
которые могут быть полезны для дальнейшего анализа.

Рис.1. Последовательность солнечных и наземных измерений в ноябре
2004 г.
Верхняя и средняя панели: Кр и Dst индексы (пунктирные и сплошные
линии
указывают границы умеренных и сильных магнитных бурь).
Нижняя панель: рентгеновское излучение по измерениям спутника GOES-
12
(буквами и различными линиями показаны классы вспышек). Номерами1-
8 показаны
вспышки, приведенные в Таблице.

Солнечные наблюдения

1. Общее описание солнечных явлений.
Очередной всплеск солнечной вспышечной активности на фазе спада
солнечной активности текущего 23 цикла наблюдался в конце октября - начале
ноября 2004 г. Он связан с прохождением по видимому диску Солнца двух групп
пятен: активные области АО 10961 и АО 10969. В первой из них (АО 10691) за
38 часов 30.10 - 1.11 произошли одна вспышка балла Х и семь вспышек балла
М. Следствие этой активности в околоземном космическом пространстве было
достаточно слабым: 2 протонных события малой интенсивности и ряд внезапных
ионосферных возмущений средней мощности, однако, геомагнитных возмущений не
наблюдалось. Это, возможно было связано с положением АО относительно линии
Солнце-Земля, так как ее гелиодолгота за этот период изменилась от W20 до
W60, и потенциально эффективные возмущения прошли мимо Земли. Поэтому для
анализа передачи воздействия от Солнца до Земли более интересным является
солнечная активность в другой АО (АО 10969).
Рассматриваемая активность была связана с быстрым развитием на диске
области АО 10696 (каррингтоновские координаты N09, L=026) (см.рис.2). По
данным, приведенным в Preliminary Report and Forecast of Solar Geophysical
Data (см. сайт http://www.sel.noaa.gov/weekly/pdf/prf1523.pdf и 1524.pdf),
в период с 1-ого (гелиодолгота Е63) по 6-ое (W08) ноября площадь пятен в
этой области возросла от 60 до 910 м.д.п. (миллионные доли полусферы),
число пятен в ней увеличилось с 6 до 33, а магнитная конфигурация,
соответственно, усложнилась от простой (?) до вспышечно продуктивной (???).
После 6 ноября число и площадь пятен начали уменьшаться с повторным
возрастанием 8 ноября до 48 по количеству и 9 ноября до 730 м.д.п. по
площади пятен, соответственно. Такая бурная эволюция области АО 10696
сопровождалась высокой вспышечной активностью: за время прохождения области
по диску произошло 13 вспышек рентгеновского балла М и 2 вспышки балла Х
(рис. 1).

Рис. 2. Гелиограммы в линии Н? (а) и в УФ канале 284 е (в) за 5 ноября 2004
г. На магнитограмме (б) светлым показано поле северной, а темным - южной
полярности. Обозначена локализации активной области AR 696 - основной
источник вспышечной активности.

Таблица 1. Вспышечные события в АО 10649 в ноябре 2004г. и их проявления в
околоземном пространстве

|NN |Дата, время, |Коорди-н|Балл |ВКМ |МУВ дата, |Магнит. |
| |длит. Мин. |аты | | | |буря |
| | | | | |время | |
|1 |03.11, 15:35, |N11 E40 |М5.0/SN |NE | | |
| |59 | | | | | |
|2 |04.11, 08:45, |N08 E28 |C6.3/SN |P.Halo |07/02:00 | |
| |>79 | | | | | |
|3 |04.11, 21:42, |N11 E19 |M2.5/1N |P.Halo | | |
| |>131 | | | | | |
| |04.11, 22:34 | |M5.4/1N |P.Halo |07/10:00 | |
|4 |05.11, 11:23, |N08 E15 |М4.0/1F |- | | |
| |>10 | | | | | |
| |05.11, 19.10 |N09 E07 |M1.2/SF |- | | |
|5 |06.11, 00:11, |N10 E08 |M9.3/2N |Halo | | |
| |157 | | | | | |
| |06.11, 00:44 | |M5.9 |Halo |07/17:55 | |
| |06.11, 01:40 | |M3.6 |Halo | |08/ -387нТ|
|6 |07.11, 15:42, |N09 W17 |X2.0/2B |Halo |09/18:18 | |
| |>33 | | | | | |
|7 |09.11, 16:59, |N07 W51 |M8.9/2N |Halo | | |
| |90 | | | | | |
|8 |10.11, 0159, 76|N09 W49 |X2.5/3B |Halo | |10/ -289 |
| | | | | | |нТ |

Указанная высокая вспышечная активность сочеталась с весьма
значительной эруптивной активностью. В период с 3 по 10 ноября на
коронографе белого света SOHO/LASCO было зарегистрировано большое число
крупных выбросов корональной массы (ВКМ), в том числе 9 ВКМ типа гало со
свечением вокруг значительной части или всего затмевающего диска
коронографа. На рис.3. представлены разностные изображения этих ВКМ. Для
каждого события они получены по данным коронографа LASCO/C3 путем вычитания
фонового изображения перед эрупцией из изображений на развитой фазе
соответствующего ВКМ. Вид этих ВКМ в картинной плоскости указывает на их
крупномасштабный и даже глобальных характер: уже на расстояниях 10-20 Rs от
Солнца линейные размеры ВКМ превышали диаметр видимого диска в десятки раз.
При этом наиболее яркие структуры ВКМ по мере прохождения области АО 10696
по диску сдвигались с северо-восточного к северному, а затем к северо-
западному сектору околосолнечного пространства. Наблюдавшееся свечение
вокруг других секторов лимба свидетельствует о значительных угловых
размерах КВМ и о возможной существенной составляющей их распространения в
направлении, перпендикулярном картинной плоскости, в данном случае в
направлении Земли.

Рис. 3. Разностные изображения крупнейших корональных выбросов массы типа
гало, зарегистрированных на коронографе белого света SOHO/LASCO/C3 в период
3-10 ноября 2004 г. Внизу каждого кадра указаны даты, а так же времена
основного и фонового кадров.

Хронологически вспышечные и эруптивные события этого периода
активности рассматриваемой группы пятен развивались следующим образом:
первое вспышечное событие балла М1.6/1N произошло в начале суток 3 ноября
(максимум излучения в 1335 UT), которое сопровождалось динамическими радио
всплесками II и IV типа и ярким выбросом коронального вещества (ВКМ) в
северо-восточном направлении. В 1535 UT осуществилось большое вспышечное
событие балла М5.0/SN c радио всплесками II и IV типа и большим
асимметричным ВКМ (первое появление 1606 UT по данным прибора коронографа
С3 на SOHO) на северо-восточном лимбе со скоростью в картинной плоскости
около 900 км/с. Последним событием этого дня стала вспышка балла М1.0/SF в
1803 UT тоже сопровождавшейся асимметричным ВКМ слабой интенсивности. Через
14 часов в 0845 UT 4 ноября осуществилось продолжительное вспышечное
событие балла С6.3/SF, сопровождавшееся значимым динамическим радио
всплеском IV типа и достаточно большим ВКМ (1042 UT) типа частичного гало с
основным выбросом в северо-восточном направлении со скоростью ~635км/с в
картинной плоскости. В конце суток в активной области произошло довольно
редкое событие: за время оптической вспышки балла 1N, длительностью более 2
часов, осуществилось два рентгеновских всплеска балла М2.5 (2142 UT) и М5.4
(2253 UT) с радио всплесками II и IV типа. Начальная фаза развития данной
вспышки соответствующая первому рентгеновскому всплеску проходила в ведомой
части группы пятен. С началом второго всплеска эмиссия захватила
центральную часть и одна эмиссионная лента достигла полутени ведущего
пятна. Данное вспышечное событие породило сложный ВКМ (2342 UT) типа
«частичного гало» с двумя фронтами распространения возмущения [2. LASCO CME
List 2004, ftp://lasco6.nascom.gov/pub/lasco/status/LASCO_CME_List_2004].
Первый фронт развивался в основном у северо-восточного (NE) лимба, тогда
как второй фронт захватил западную полусферу (по данным прибора С3 охватило
около 290?). Средняя скорость распространения ВКВ в картинной плоскости
составила ~1053 км/с. 5 ноября был относительно «спокойным», так как обе
вспышки балла М4.0/1F (1123 UT) и M1.2/SF (1910UT) не сопровождались ВКМ.
Вспышки и ВКМ, произошедшие 3-5 ноября, во время нахождения области АО
10696 на восточной половине диска, не привели к значительным возмущениям в
околоземном космическом пространстве. Энергичные частицы, которые,
возможно, были ускорены в этих событиях, распространяясь вдоль спиральных
силовых линий межпланетного магнитного поля, видимо, прошли восточнее и
северо-восточнее Земли, так же, как и основное тело межпланетных
возмущений, отождествляемых с КВМ, и головная часть фронта ударных волн.
В начале 6 ноября в активной области, расположенной вблизи
центрального меридиана (N09 E05), произошло достаточно редкое вспышечное
событие - оптическая вспышки балла 2N «объединила» три значительных
рентгеновских всплеска М9.3 (0011 UT) с динамическими радио всплесками II и
IV типов, М5.9 (0044 UT) и M1.4 (0140 UT). Однако эта активность также не
привела к возрастанию потока энергичных протонов у Земли. Результатом этого
вспышечного события явился сложный ВКМ типа «полное гало» с ярко
выраженными тремя компонентами с началами 0131UT, 0206UT и 0242UT (по
данным коронографа С3, см.рис.3). Средняя скорость распространения
возмущения в картинной плоскости была порядка 960 км/с. По всей
вероятности, именно этот ВКМ и явился основным источником сильнейшей
геомагнитной бури с минимальной величиной индекса Dst—-373 нТл 8 ноября в
07 UT (рис.1). Этой буре предшествовали три импульса внезапного начала
(SC), зарегистрированные 7 ноября в 02:57, 10:52 и 18:27 UT, что указывает
на сложный характер соответствующего межпланетного возмущения и на
возможный вклад в это возмущение предшествующих эруптивных событий,
произошедших на Солнце в середине дня 4 ноября (рис. 3в), в ночь с 4 на 5
ноября (рис. 3г), а также в течение 5 ноября (рис.1). Если исходить из
наиболее вероятного предположения, что 3-е из упомянутых SC было
инициировано приходом к Земле ударной волны от эруптивного события 6
ноября, то оценочная средняя скорость ударной волны на трассе Солнце-Земля
составит примерно 1000 км/с.
И, наконец, 7 ноября активная область произвела самую большую вспышку
балла Х2.0/2В (1542 UT) первого периода вспышечного энерговыделения. Эта
вспышка сопровождалась наиболее интенсивным радио всплеском на всех
наблюдаемых частотах, динамическими радио всплесками II и IV типа и ВКМ
типа полного гало. Яркий и очень широкий петлевой фронт по данным
коронографа С3 «SOHO» развивался главным образом на WNW, со слабым
распространением к югу, образуя полное гало [см.
ftp://lasco6.nascom.gov/pub/lasco/status/LASCO_CME_List_2004]. Первое
появление выброса на С3 зарегистрировано в 1718 UT. Средняя скорость
распространения возмущения в картинной плоскости была 1460 км/с. Поскольку
область АО 10696 в это время располагалась уже на западной половине диска
(координаты N09W17), данное событие сопровождалось значительным
возрастанием потока протонов у Земли, максимум которого в диапазоне энергий
Е>10 Мэв достиг 4,6в102 см-2 с-1 стер-1 (рис.16). Именно с этим событием,
вероятно, связано SC, зарегистрированное 9 ноября в 09:30 UT, что
соответствует оценочной скорости межпланетной ударной волны порядка 1000
км/с. Второе эруптивное событие, которое могло внести вклад в геомагнитную
бурю 10 ноября, наблюдалось 8 ноября в 03:30 UT как менее интенсивная (балл
SF/C7.9; координаты N08W28), но более продолжительная вспышка (рис. 1) и
относительно слабо светящийся, диффузный и медленный (V—430-520 км/с) ВКМ
типа полного гало (рис. 3ж). Следующую вспышку балла М2.3/1N эта активная
область произвела 8 ноября в 1543, с очень слабо выраженным ВКМ, отмеченным
в 1730 UT.
9 ноября отмечен второй период вспышечной активности, который был
обеспечен всплытием нового потока 6 - 7 ноября в ведомой и центральной
части группы пятен. За 9 часов в активной области осуществились 2 большие
вспышки (9 ноября, 17:19 UT, вспышка 2N/M8.9, координаты N07W51 и 10
ноября, 02:13 UT, вспышка 3N/X2.5, координаты N09W49) и два с ВКМ (09.11
в1748UT типа «полного гало» со скоростью 1800 км/с в картинной плоскости и
10.11 в 0242 UT типа «асимметричного полного гало» со средняя скорость
распространения возмущения в картинной плоскости около 2000 км/с,), в
которых яркое свечение наблюдалось над всем западным лимбом (рис.1 и 3
з,и). В силу локализации источников в западном секторе диска эти явления не
привели к существенным геомагнитным возмущениям, но сопровождались еще
одним возрастанием потока протонов с пиковой интенсивностью (3-4)в102 см-2
с-1 стер-1 (рис.16).
К сказанному следует добавить, что существенным фактором, определившим
силу геомагнитных бурь 8 и 10 ноября, было распределение полярностей
магнитного поля в активной области 696. Как демонстрирует магнитограмма,
показанная на рис.2 б, в северной части области доминировала положительная
полярность, а в южной - отрицательная. Если предположить, следуя [Пудовкин
и др., 1977], что при эрупции магнитное поле так или иначе переносится
межпланетным возмущением с сохранением полярности поля в источнике, то
указанное распределение полярностей на Солнца должно было приводить у Земли
к существенной отрицательной Bz-компоненте, что и наблюдалось во время
геомагнитных бурь 8 и 10 ноября.
Результатом описанных эруптивных событий, в частности, крупных КВМ 6-10
ноября и соответствующих межпланетных возмущений, явилось также сложное,
глубокое и продолжительное форбуш-понижение интенсивности галактических
космических лучей. Оно началось 7 ноября одновременно с первой геомагнитной
бурей, достигло максимальной амплитуды 10 ноября, а его фаза восстановления
длилась вплоть до середины ноября.

2. Динамика солнечной активности по данным наблюдений комплекса СПИРИТ на
ИСЗ КОРОНАС-Ф

В период с 1 по 8 ноября 2004 г. проводились наблюдения с телескопом СПИРИТ
на спутнике КОРОНАС-Ф [Ораевский и др., 2002]. При этом регистрировались
изображения полного диска в каналах 175 и 304 ? 4 раза в сутки с
интервалами 4-8 часов и полные спектрогелиограммы 2 раза в сутки. Несколько
из полученных телескопических изображений показаны на рис. 4. В таблице 2
приведены времена вспышек и СМЕ, произошедших в указанный период, и для
которых имеются данные СПИРИТ.

Рис. 4. Изображения солнца в каналах 175 и 304 е, полученные 3-8 ноября
2005 г. телескопом СПИРИТ на спутнике КОРОНАС-Ф.

Таблица 2. Вспышки и СМЕ, зарегистрированные телескопом СПИРИТ с 1 по 9
ноября 2004г.

|Дата |класс |Начало/max/коне|? AR|Начало |Направ-|Раствор|V, км.с |
| |вспышки |ц | |СМЕ* |ление* |СМЕ * |(линейна|
| | |(GOES) | | | | |я |
| | | | | | | |аппрокс.|
| | | | | | | |)* |
|03/11-0|М5.0 |1535 - 1547 - |696 |16:06 |342 |316(H) |781 |
|4 | |1555 | | | | | |
|06/11-0|М3.6 |0140 - 0157 - |696 |01:31 |036 |196 |612 |
|4 | |0208 | |15:54 |120 |20 |1953 |
|07/11-0|X2.0 |1542 - 1606 - |696 |15:54(?| | | |
|4 | |1615 | |) | | | |
|08/11-0|М2.3 |1543 - 1549 - |696 |14:30 |313 |26 |558 |
|4 | |1552 | |16:30 |325 |10 |220 |

* По данным коронографа LASCO на обсерватории SOHO, обработанным по
программе CACTUS Королевской обсерватории Бельгии [см.
http://sidc.oma.be/cactus/out/ latestCMEs.html].

2.1. Димминги

Для исследования структуры диммингов по полученным данным были
построены фиксированные разностные изображения, которые отражают суммарные
изменения активности, произошедшие между двумя последовательными кадрами. В
качестве опорных выбирались изображения, соответствующие моментам времени
до вспышек. Последующие 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 яркости в разностных
изображениях были приведены к нелинейной шкале.

Фиксированные разностные изображения, полученные телескопом СПИРИТ,
и для сравнения - аналогичные изображения телескопа SOHO/EIT, представлены
на рис. 5. Все перечисленные в таблице 2 явления произошли в большом
комплексе, объединяющем активные области АО 10693, 10695 и 10696.

Рис. 5. Фиксированные разностные изображения в каналах телескопа
СПИРИТ 175 и 304 е и аналогичные изображения в канале 195 е телескопа
SOHO/EIT, полученные 3, 6, 7 и 8 ноября 2004 г. В нижнем правом углу
приведены времена регистрации текущего и базового изображений.

В результате вспышки и эруптивного события 3 ноября в районе АО 10696
образовалась классическая пара компактных диммингов, соответствующих
подножиям эруптивной магнитной петли. Эти димминги видны с большим
контрастом в каналах 175 и 195 е и значительно слабее - в канале 304 е, что
может быть связано с задержкой развития димминга в переходном слое [Черток
и др., 2004].

6 ноября наблюдалось несколько диммингов. Во всех каналах наблюдался
контрастный компактный димминг на восток от АО 10696 и узкий димминг в
северо-западном направлении. В корональных каналах 175 и 195 е наблюдался
также протяженный димминг в юго-западном направлении в сторону области АО
10695. В канале переходного слоя 304 е этот димминг не просматривается.
Возможно, он образовался на месте ранее существовавшей высокой
трансэкваториальной петли с температурой порядка 1-2 МК, не видимой в
канале 304 е.

Эруптивные явления 7 ноября привели к образованию нескольких крупно-
масштабных диммингов вблизи АО 10696, 10695 и 10693, что свидетельствует о
тесной связи магнитных структур этих областей. Кроме компактных диммингов
вблизи всех трех АО 10696, 10695 и 10693 образовался диффузный протяженный
димминг на север от АО 10696 на месте ранее просматривавшейся в исходных
изображениях области уярчения на границе с низкоширотной корональной
дырой.

8 ноября картина диммингов в целом повторила наблюдавшуюся днем
ранее, однако кроме компактных диммингов вблизи всех трех АО в корональных
линиях возник протяженный димминг между АО 10696 и 10695, подобный такому
же диммингу от 6 ноября. Это говорит о том, что трансэкваториальная петля
масштаба R/2 ~ 300 тыс. км восстановилась за двое суток. Кроме диммингов,
в разностных изображениях обращает на себя внимание восстановление яркости
в области диффузного димминга в северном направлении от АО 10696 и
появление высокой арочной системы в районе АО 10693, уходящей за лимб,
однако связь этих событий с произошедшими в этот промежуток времени
вспышками и выбросами корональных масс неочевидна.

2.2. Спектр области вспышки 8 ноября 2004 г. в участке 285-335 е

На рис. 6 (а) приведена спектрогелиограмма Солнца, полученная
спектрогелиографом комплекса СПИРИТ в участке 285-335 е в 15:49:28 UT при
экспозиции 150 с, то есть практически в максимуме рентгеновской вспышки по
GOES. Изображения Солнца в отдельных спектральных линиях имеют вид
эллипсоидов, сжатых в направлении дисперсии [Бейгман и др., 2005]. Линейный
скан спектрогелиограммы вдоль направления дисперсии дает свертку
спектральных линий с распределением яркости вдоль данного сечения диска.
Скан 1 на спектрогелиограмме пересекает область вспышки, а скан 2, для
сравнения, смещен так, что проходит через область димминга и спокойные
участки на диске.

Рис. 6. (а) - спектрогелиограмма Солнца в участке спектра 285-335 ?,
полученная во время вспышки 8 ноября 2004 г. (15:49:28 UT); (b) -
расположение направления дисперсии и сканов на диске Солнца; (c) - спектры
вдоль сканов 1 (область вспышки) и 2 (область димминга и спокойные участки)

Ориентация сканов по отношению к диску показана на рис. 6 (b), а
полученные спектры и их расшифровка - на рис. 6 (с). Наиболее яркие линии
ионов, выделенные в спектрах, приведены в таблице 3 [Бейгман и др., 2005]..

Таблица 3. Спектральные линии ионов, наблюдавшиеся во время вспышки 8
ноября 2003 г.

|Ион |длина волны, е |log10(Tmax) |
|He II |303.78 |4.9 |
|Si VIII |314.36, 316.22, 319.84 |5.9 |
|Mg VIII |313.74, 315.02, 317.03 |6.0 |
|Al X |332.79 |6.1 |
|Si IX |292.81, 296.16 |6.1 |
|Si XI |303.33 |6.2 |
|Fe XV |284.16 |6.4 |
|Ni XVIII |291.98 |6.7 |
|Fe XVII |323.47 |6.9 |
|Ca XVIII |302.19 |7.0 |

В спектре 1 отчетливо выделяются горячие линии вспышечной области с
температурой возбуждения log10(T) > 6,4 (Ca XVIII, Ni XVIII, Fe XVII),
которые практически отсутствуют в спектре 2. Остальные линии с температурой
возбуждения log10(T) = 5,9-6,2 видны в обоих спектрах, однако их
максимальная яркость в районе вспышки превосходит яркость на спокойных
участках примерно в 2 - 3 раза. Таким образом, можно утверждать, что в
области вспышки в момент получения спектрогелиограммы температура
составляла не менее 10 МК, а мера эмиссии в области температур 0,8 - 1,5 МК
была в 2-3 раза выше, чем в окружающих областях. Методика определения
дифференциальной меры эмиссии по данным XUV спектрогелиометра СПИРИТ
подробно описана в [5 ???]

Отметим, что в спектре 2 на некоторых линиях с температурой
возбуждения порядка 1 МК (SiIX 296 ?, SiVIII 315 ? и др.) видны небольшие
провалы, которые могут быть связаны с пониженной мерой эмиссии в области
димминга. Точные количественные измерения в данном случае затруднены из-за
недостаточно хорошей статистики сигнала.

3. Динамика солнечной активности по данным наблюдений РАТАН-600

В интервале 2-11 ноября 2004г. проводились наблюдения на радиотелескопе
РАТАН-600 в диапазоне волн 1.83 - 15 см [Bogod and, Tokhchukova, 2003]. На
рис.7. показаны моменты измерений на РАТАН-600 (в виде вертикальных серых
линий), совмещенные с записями КА GOES в рентгеновском диапазоне.
Весь период активности определялся активностью одной вспышечно-
продуктивной активной областью АО 10696. Особенность радиоизлучения этой
области состояла в том, что она имела стабильные спектрально-
поляризационные характеристики в течение всего периода. Исключение
составляет лишь 7 ноября 2004г., когда в спектре поляризованного излучения
происходили резкие изменения в знаке круговой поляризации.
Анализ рис.7 показывает наличие двух периодов активности этой области.
С 2 по 7 ноября существовала нарастающая активность на уровне нескольких
вспышек класса М, которая завершилась 7 ноября генерацией вспышки уровня Х
2.0 в 15: 40 UT. Второй период активности завершился генерацией вспышки
уровня Х 2.5 в 02: 04 10 ноября. Как следует из анализа данных спектрально-
поляризационных наблюдений на РАТАН-600 и сопоставления с данными
спутниковых наблюдений в других диапазонах э-м. спектра, активность
вспышечно-продуктивной области АО 10696 была различной для двух временных
интервалах. Первый интервал длился до генерации мощной вспышки 7 ноября
2004г. в 15:40, а второй простирался до генерации двух мощных вспышек 9
ноября М8.9 в 16:59 и 10 ноября 2004г. Х2.5 в 02:04 (см. рис.1, 7).
Пятенная структура АО в линии Н(альфа) (рис.8) была сложной, а магнитная
структура (рис.9) несмотря на сложность, менялась монотонно в течение всего
времени нахождения на диске. Воздействие обоих интервалов активности на
магнитосферу Земли также было различным (см. рис.1). Активность первого
временного интервала вызвала большую геомагнитную активность на Земле в
течение времени с 8 по 11 ноября, причем провал в активности и по Dst и Кр
индексам 9 ноября связан с интервалом между вспышками 6 ноября М9.3 и М5.9
в 00:11 и 00:43 соответственно и вспышкой Х2.0 в 16:06 7 ноября.
Вспышка Х2.5, произошедшая 10 ноября в 01:59, проявилась в незначительном
увеличении активности, наблюдаемой по наземным индексам 13 ноября.

Рис.7 Моменты наблюдений на РАТАН-600 (вертикальные серые линии) на
временной последовательности активности Солнца в рентгеновском диапазоне
(данные GOES)

Рис.8. Изображение АО 10696 в линии Н(альфа) 7 ноября 2004г. Суммарная
площадь группы пятен составила 910 м.д.п.

Рис.9. Магнитограммы диска Солнца по данным спутника SOHO MDI. Виден
монотонный характер изменения магнитной структуры АО 10696 в течение всего
периода.
В радиодиапазоне поведение АО 10696 также отличалось монотонным
характером (рис.9), за исключением 7 ноября непосредственно за несколько
часов перед вспышкой Х 2.0 в 16:06, когда были зафиксированы резкие смены
знака круговой поляризации микроволнового излучения (рис.10). Более
информативными оказались данные полного потока излучения интенсивности
радиоизлучения и полного потока поляризованного излучения (рис.11 и 12).

Рис.10 Сканы радиоизлучения в интенсивности (слева) и круговой
поляризации для 4 ноября 2004г. по данным РАТАН-600.

Рис.11. Сканы радиоизлучения в интенсивности (слева) и круговой
поляризации (справа) для 7 ноября 2004г. по данным РАТАН-600. В каналах
круговой поляризации отмечаются резкие изменения и инверсии перед вспышкой
в 15h40m

Рис.12. Динамика спектра полного потока поляризованного излучения АО 10696
с 2 ноября по 11 ноября по данным на РАТАН-600. В течение 4-7 ноября
заметен рост спектра на высоких частотах (11-16 ГГц) показан стрелкой
вверх. 8 и 9 ноября отмечено резкое уменьшение потока излучение, которое
связано с эффектом потемнения (см. также рис.13).

Рис.13. Проявление эффекта потемнения в активной области АО 10696 перед
вспышкой М 2.5 10 ноября 2004г. Пунктиром показано изменение площади
пятен в группе пятен на уровне фотосферы. Сплошной линией полный поток в
интенсивности излучения АО 10696 на волне 2.24 см.

Рис.14 К широкополосности эффекта "потемнения" в АО 10696 перед вспышкой
10 ноября.

Рис.15. Сопоставление данных магнитных измерений в оптике и
поляризационных измерений на радио волнах. На карты оптических
магнитограмм по данным спутника SOHO MDI нанесены одномерные сканы,
полученные в результате конволюции с одномерной диаграммой РАТАН-600 на
волне 2.24 см (красная кривая) и сканы круговой поляризации на этой
волне по данным РАТАН-600. Видно хорошее согласие радио и оптических
одномерных данных.

Из рис.12 видно что, начиная с 4 ноября начал увеличиваться
поляризованный поток в коротковолновой части сантиметрового диапазона
(стрелка дана на частоте 13 ГГц). Как известно, ([1.Bogod and Tokhchukova,
2003; 4. Bogod et al., 2003]) это связывается с выходом нового магнитного
потока в активную область, что обычно приводит к генерации мощных вспышек,
при достижении порога неустойчивости. Во втором временном интервале
активности, сценарий подготовки вспышки был иным, поскольку отмечалось
понижение полного потока интенсивности радиоизлучения (см. рис.12 и 13).
На рисунке 13 показано резкое изменение в потоке излучения при малом
изменении площади пятен на фотосфере. Подобные эффекты "потемнения"
исследовались ранее в [3.Bogod et al., 1998],[2. Tokhchukova and Bogod,
2003]. Природа этого эффекта еще до конца не установлена (см.[2.
Tokhchukova and Bogod, 2003],[5 Злотник: 2001], [6 Zlotnik, 1999]) и он
обычно сопровождает наиболее мощные вспышки (см. например [2. Tokhchukova
and Bogod, 2003] в вспышке Бастилия 14 июля 2000г.). Приведенные данные о
широкополосности эффекта "потемнения" указывает на вероятное возникновение
горячих плазменных прослоек на пути проходящего излучения. Такими
прослойками могут быть протуберанцы и волокна, которые формируют
корональные выбросы масс.

Наблюдения гелиосферы

1. Параметры и явления в солнечном ветре. (Ждем материал по СВ от
Веселовского и др.)
В отличие от прошлогодней ситуации, когда большие потоки энергичных
частиц 28-30 октября и 3 ноября 2003 года привели к серьезным нарушениям
в работе приборов, измеряющих параметры межпланетной среды на
космических аппаратах (см. например, [Веселовский и др., 2004; Ермолаев
и др., 2005]), возрастания потоков энергичных частиц, наблюдавшиеся в
конце 7 ноября и в начале 10 ноября 2004 года, не были столь же
драматичными (см. рис.16). Поэтому сбоев научных приборов в исследуемый
период не было, и были получены полные наборы данных о солнечном ветре и
межпланетном магнитном поле, представленные на рис. 17. 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) в ноябре не отличались
экстремальными значениями, в то же время величина B и Bz компоненты ММП
достигали 8 ноября крайне высоких значений >45 и -45 нТ, соответственно,
что и привело к генерации сильнейшей магнитной бури.

Рис. 16. Потоки протонов с энергией >100, > 50 >10 МэВ (кривые снизу
вверх) по наблюдениям на ИСЗ GOES 11 в период 7-15 ноября 2004г.

Анализ рис. 17 позволяет сделать предварительный вывод, что изучаемый
интервал времени характеризовался сильно возмущенными условиями в
солнечном ветре. Так за период 7-11 ноября наблюдалось 6 межпланетных
ударных волн (см. Таблицу 4) и несколько магнитных облаков (межпланетных
выбросов корональной массы - ICME, Ejecta). Первое магнитное облако
началось в 23 UT 7 ноября, что легко видно, на пример, по провалу
параметров бета и T/Texp. Перед ним наблюдались межпланетная ударная
волна в 18 UT и область сжатия (Shear), характеризующаяся возрастанием
температуры, концентрации и модуля магнитного поля, при этом
отрицательная Bz компонента появилась в 20 часов, т.е. магнитную бурю
скорее всего спровоцировало не само облако, а область сжатия перед ним,
содержащее большое отрицательное Bz. Так как южная компонента ММП
сохранилась и в начале облака, то минимум Dst был достигнут в 06 UT 8
ноября. Продолжительность этого облака оказалась небольшой, так как его
догнало другое облако или даже 2 облака: ударные волны в 9 и 17 (между
ними идентификация типов течений солнечного ветра достаточно сложна и
неоднозначна) и передний край облака в 21 UT 9 ноября, а начало
возрастания южной компоненты поля в 01 UT 10 ноября, и в этом случае
вторая магнитная буря была вызвана вариациями поля в самом магнитном
облаке.

Рис.17. Параметры межпланетной среды по измерениям в ноябре 2003г. на
КА АСЕ (см. текст), дополняющие геомагнитные индексы и рентгеновские
измерения на рис.1.

Одной из задач солнечно-земной физики является определение связи
межпланетных явлений с их источниками на Солнце. Нами был выполнен
предварительный анализ, при котором мы использовали наблюдения ВКМ с
помощью коронографа LASCO на космическом аппарате SOHO для определения их
скорости в поле зрения прибора. Для импульсных ВКМ, скорость Vк которых в
плоскости лимба превышала 750 км/с, использовались следующие формулы для
определения Vmax - максимальной скорости спорадического потока
непосредственно за ударным фронтом на орбите Земли и времени ?t движения
ударной волны на участке Солнце-Земля [Еселевич и Еселевич, 2004]:
Vmax ( Vк /2
(1)

?t (287Ro/VК (5.6в104/VK(км/с)
[часы] (2)

Для постепенных ВКМ, скорость которых постепенно нарастает при удалении от
Солнца до значений VK ( (400 - 750) км/с на R ( 30Ro [Cane et al., 1986] и
затем вплоть до орбиты Земли остается примерно постоянной, имеем [Sheeley
et al., 1985a]:
VК (R(30Ro) ( VT ( Vmax (3)

Оценки транспортного времени ?t по формулам аналогичных работ (например,
[Cane and Richardson, 2003; Dallago et al., 2004]) отличаются от
приведенных в пределах ±15% , что находится в пределах точности измерения
скорости ВКМ по данным LASCO и точности аппроксимирующих кривых. Также
принималось во внимание, что ВКМ, у которых скорость VK < 400 км/с,
ударной волны не возбуждают [Sheeley et al., 1985b].

На орбите Земли на интервале с 7 по 11 ноября 2004 г.
зарегистрировано шесть ударных волн, обозначенных на Рис. 18 как S1, S2,
S3, S4, S5, S6. Для пяти из них, кроме S5, зарегистрированы внезапные
начала (SSC). На интервале времени с 3 по 8 ноября шесть зарегистрировано
восемь ВКМ (1a,1, 2, 3, 4, 5, 6, 7), для которых на диске Солнца есть
всплески рентгеновского излучения (обозначены, соответственно, цифрами
1a,1, 2, 3, 4, 5, 6, 7 на Рис.19 ) и всплески ультрафиолетового излучения.
Моменты времени tВ начала этих вспышек, рентгеновский балл Х всплесков и
координаты УФ всплесков показаны в Таблице 5. Из 7 ВКМ три были
постепенные, остальные - импульсные (столбец 13 таблицы). Номера связанных
друг с другом вспышек, ВКМ и ударных волн S обозначены одинаковыми номерами
1, 2, 3, 4, 5, 6. Для ВКМ 1а, 7 ударных волн не было (см. ниже).
Нахождение соответствия между ВКМ и ударными волнами на орбите Земли
производилось с использованием формул (1) -(3) по измеренным величинам tВ
и VK . Для ударных волн 1, 2, 4, 5, 6 рассчитанное время tp прибытия
ударного фронта на орбиту Земли согласуется с наблюдаемым временем t с
точностью не хуже, чем ± 12 часов (столбцы 9 и 10 таблицы), рассчитанная Vp
и наблюдаемая Vmax - с точностью не хуже, чем ± 130км/с (столбцы 11 и 12
таблицы). Для гало ВКМ 3 указаны два значения VK для двух различных
направлений ?о (столбец 4 таблицы). По ним рассчитаны минимальное и
максимальное значения tp (столбец 10). Наблюдаемое значение t (столбец 9)
находится между этими значениями.

Рис. 18. Рентгеновское излучение (1-8А) Солнца (GOES-12) с 3 по 9 ноября
2004 г.

Два КВМ (1а и 7) не дали на орбите Земли ударных волн потому, что их
полуширина была меньше долготы их источника (d/2 <( L(), поэтому фронты
связанных с ними ударных волн по всей видимости прошли мимо Земли.
Как известно, главным параметром межпланетной среды, ответственным за
величину Dst, является значение минимальной южной Bzmin компоненты
межпланетного магнитного поля (см. например, [Akasofu et al., 1985; ]).
При этом важно отметить, что формула связи minDst и Bzmin зависит от
того, является ли рассматриваемый поток изолированным или неизолированным.
Неизолированным нужно рассматривать спорадический поток, которому
предшествует на интервале времени менее 40 часов другой спорадический
поток [Eselevich and Fainshtein, 1993]. Для изолированного спорадического
течения солнечного ветра значения minDst и Bzmin могут быть оценены из
простого соотношения [Akasofu et al., 1985;]:

minDst (nT) ( -7.8(Bzmin(nT)(+10 (nT) (4)

Аналогичные зависимости для магнитных облаков были получены во многих
работах (см. например [Wu and Lepping, 2002]). Для неизолированных
(следующих друг за другом с малым временным интервалом) потоков
эффективность воздействия на магнитосферу Земли выше почти вдвое [Sheeley
et al., 1985b]. Несмотря на то, что в нашем случае все потоки являются
неизолированными, наблюдаемые значения minDst ( -383 nT minDst ( -295 nT
для 3 и 5 потоков удовлетворительно согласуются с оценками (-340 nT и (
-210 nT, полученными по формуле (4) для изолированных потоков, но несколько
их выше.

Рис.19. Некоторые общие данные (ACE) по солнечному ветру на 1 АЕ и
магнитосферной возмущенности за рассматриваемый период 7 - 11 ноября 2004
года:
а) Скорость СВ, б) Концентрация СВ, в) Вz - компонента ММП; г) Dst индекс
геомагнитной активности (WDC-C2 for Geomagnetism, Kyoto University).

Таблица 5
| |ВСПЫШКА |
|КВТ | |

N |Дата,
tк , UT
2004г. |
do |Лимб, (o,
град. |Vк,
км/с |195А
tв, UT |195А
1- 8A
Пик | 195А
Коор- динаты |H-альфа
Балл
Вспыш-
ки |Дата,
t, UT
2004г. |Дата,
tр , UT
2004г | Vмак
км/с | Vp
км/с |Коммен-
тарии | | |1 |2 |3 |4 |5 |6 |7 |8 |9 |10 |11 |12 |13 | |1а |03.11
03:54 |90 | E,
N30 |800 |03.11
03:36 |М1.5 |Е45
N03 |1N
|----- |05.11
23:00 |----- |400 |d/2 L
Импульсное | |1 |03.11
15:54 |110 |E,
N32 |800 |03.11
15:24 |M4.7 |E37
N04 |SN |07.11
02:57 |06.11
13.24 |365 |400 |d/2 >L
Импульсное | |2 |04.11
09:54 |---- |---- |550 |04.11
09:00 |C6.0 |E27
N03 |SF |07.11
10:52 |07.11
13:00 |420 |550 |КВМ - полугало
Постепенное. | |3 |05.11
00:30 |---- |E
N00
N70 |
720-
-1100 |04.11
21:42 |M5.5 |E18
N05 |1N |07.11
18:00

|07.11
02:00 -
-08.11
00:03 | 570 |
360 -
- 550 |КВМ -гало
Импульсное | |4 |06.11
01:31 |---- |----- |650 |06.11
00:00 |M9.3 |E04
N04 |2N |09.11
09:00 |09.11
08:00 |800 |650 |КВМ -гало
Постепенное. | |5 |07.11
13:31 |---- |----- |1800 |07.11
15:10 |X2.0 |W13
N03 |--- |09.11
18:12 |09.11
23:00 |800 |900 |КВМ -гало
Импульсное | |6 |08.11
04:06 |--- |--- |580 |08.11
03:00 |C8.0 |W28
N03 |SF |11.11
16:40 |11.11
17:00 |590 |580 |КВМ-гало
Импульсное | |7 |09.11
17:26 |--- |--- |550 |09.11
17:00 |M8.0 |W45
N05 |2N |---- |13.11
09:00 |----- |560 |КВМ-гало
d/2L
Постепенное. | |
Примечание. Ст. 1- момент времени первого появления КВМ в поле зрения LASCO
С2; ст. 2 - угловой размер КВМ; ст. 3- лимб наблюдения и видимая широта
места возникновения КВМ; ст. 4 - максимальная скорость КВМ в плоскости
неба; ст. 5 - время начала вспышки в рентгене; ст. 6 - рентгеновский балл
вспышки; ст. 7 - балл вспышки в линии H?. 8 - координаты вспышки в линии
195А; ст. 9 - наблюдаемое время прихода фронта спорадического потока
(или ударной волны) на орбиту Земли; ст. 10 - расчетное время прихода
фронта спорадического потока (или ударной волны) на орбиту Земли; ст. 11
- наблюдаемая максимальная скорость непосредственно за ударным фронтом;
ст. 11 - расчетная максимальная скорость непосредственно за ударным
фронтом; ст. 12 - максимальная величина потока энергичных протонов с в
диапазоне Е=(40-80) МэВ; ст. 13 - комментарии о КВМ.

2. Межпланетные мерцания
В обсуждаемый период наблюдения мерцаний проводились на частоте 111 МГц
на рабочем макете 16-лучевой диаграммы антенны БСА (Большая Сканируемая
Антенна) ФИАН. Круглосуточно регистрировалось радиоизлучение в полоске неба
28о - 34о по склонению. Частота съема информации составляла 10 Гц при
постоянной времени 0,5 с. Такие параметры приемной аппаратуры позволяли
надежно регистрировать межпланетные мерцания радиоисточников и, наряду с
ними, более медленные ионосферные мерцания. В данное время года имеется
возможность наблюдать межпланетные мерцания относительно небольшого числа
источников, что связано с малой продолжительностью светового дня, большим
уровнем фонового излучения от плоскости Галактики и низким расположением
Солнца над горизонтом.
При наблюдениях мерцаний на антенне БСА ФИАН в межпланетной плазме и
ионосфере были зафиксированы разнесенные во времени возмущения, которые
связаны с активными процессами на Солнце 6-7 ноября 2004 г. По времени
запаздывания эти возмущения могут быть отождествлены с двумя наиболее
сильными вспышками, проявившимися в рентгеновском излучении как события
балла М9.3, 6 ноября в 00 38 UT, и балла X2.0, 7 ноября в 15 40 UT.
Вспышка балла М9.3 привела к значительным повышениям уровня
межпланетных и ионосферных мерцаний в вечерние часы 7 ноября и ночные часы
8 ноября. Было зарегистрировано усиление ночных мерцаний радиоисточника 3С
48, который наблюдался 7 ноября около 19 30 UT . В это время угол между
лучом зрения и направлением на Солнце был более 90о , и источник
просвечивал примыкающую к Земле область солнечного ветра. Мерцания были
достаточно быстрыми, характерное время около 2 с, что свидетельствует об их
связи с неоднородностями солнечного ветра. Значение индекса мерцаний,
характеризующего относительный уровень флуктуаций интенсивности источника,
в несколько раз превышало соответствующую величину для спокойных условий. В
периоды, предшествующие 19 30 UT, для близких к 3С 48 компактных
радиоисточников повышенные межпланетные мерцания не наблюдались.
Через достаточно малый промежуток времени, не превышающий 2-3 часов, после

19 30 UT было зарегистрировано значительное усиление ионосферных мерцаний
(характерные времена около 10 с), которое было видно практически для всех
наблюдавшихся источников, в частности 3С 115, 3С 123, 3С 131 ( для первого
из них ионосферное происхождение мерцаний следует из медленности
флуктуаций, а два последних в силу больших угловых размеров на
неоднородностях солнечного ветра не мерцают ). Уровень ионосферных мерцаний
был низким и перед 19 30 UT, о чем свидетельствует, например, запись
радиоисточника Cas.A около 18 00 UT. Суммируя приведенные данные, можно
утверждать, что возмущение от вспышки балла М9.3 пришло к окрестности
Земли около 19 30 UT . При этом время запаздывания по отношению к моменту
вспышки составило около t0 ( 43 часов, а средняя скорость распространения
от Солнца до Земли была не менее 970 км /с . Близкая оценка следует и из
измерений протонного монитора SOHO, согласно которым время запаздывания
возмущения примерно 42 часа.
Качественно аналогичные возмущения, связанные со вспышкой Х2.0,
наблюдались нами 9 ноября 2004 г., но, в отличие от вспышки М9.3, в силу
специфики эксперимента нам не удалось достаточно точно определить время
прихода возмущения в просвечиваемую область межпланетной среды. Повышенный
уровень межпланетных мерцаний регистрировался вблизи 07 UT для
радиоисточников 3С 286, 3С 293, 4С+32.44 , зондировавших межпланетную
плазму на гелиоцентрическом расстоянии около 0,8 а.е.
На рис.20 приведен пример записей межпланетных мерцаний источника 3С 286.
Видно, что уровень мерцаний для возмущенного периода 9 ноября существенно
выше, чем для спокойного периода 5 ноября. Усиление мерцаний 9 ноября было
достаточно длительным и продолжалось по крайней мере до 11 UT, что
фиксировалась по мерцаниям наблюдавшегося в это время источника 3С 357
(зондируемая область на расстоянии 0,85 а.е. от Солнца). Из приведенных
данных следует, что время распространения возмущения t0 от Солнца до 0,8
а.е. было менее 39,5 час, а средняя скорость превышала 850 км/с. В вечерние
часы 9 ноября и в ночные часы 9/10 ноября наблюдались повышенные
ионосферные мерцания. 10 ноября возмущенное состояние ионосферы еще
сохранялось. Следует отметить, что 6-7 ноября радиоизлучение Солнца на
частоте 111 МГц было повышенным, но не было столь мощным и продолжительным,
как, например, во время событий конца октября - начала ноября 2003 г.

Рис. 20. Пример записей межпланетных мерцаний источника
3С286

Как известно, ударные волны вспышечного происхождения замедляются при
распространении в межпланетной среде, причем замедление оказывается тем
сильнее, чем выше первоначальная скорость волны, вышедшей из внутреннего
солнечного ветра [1. Власов, 1988] . Зависимость скорости волны V от
гелиоцентрического расстояния r может быть описана степенной функцией

V(r) = V0 ( r / r0 ) - n ,
(5)

где для r0 может быть принято значение r0 ( 0,2 а.е., а величина
показателя степени n изменяется в пределах 1 / 2 ( n ( 1 [1. Власов,
1988]] . Значение n = 1/2 обычно реализуется для достаточно медленных, V0
( 1 000 км/с, ударных волн и соответствует автомодельному адиабатическому
замедлению [2. Parker, 1961; 3 Dryer, 1984; 4 Чашей и Шишов, 1995] . Для
быстрых ударных волн с V0 ( 2 000 км/с показатель степени n как правило
близок к n = 1. Входящая в (1) скорость V0 может рассматриваться как
максимальная скорость ударной волны при ее распространении от Солнца.
Используем найденные выше оценки времени распространения t0 для определения
скорости V0 . Время распространения t1 ударной волны между r0 и
гелиоцентрическим расстоянием R > r0 с учетом (1) определяется
соотношением

R
t1 = t0 - (t = ( dr / V ( r ) , (6)
r0

где (t - время распространения при r < r0 . Подставляя в (6) V ( r ) в
виде (5) и принимая для оценок (t ( r0 / V0 , находим для V0 :

V0 = ( t0 ) - 1 { r0 + [ R /(n+1) ] [ ( R / r0 )n - 1
] } . (7)

С помощью (7) при t0 ( 43 часа и R = 1 а.е. получаем для ударной волны от
вспышки М9.3:

V0 ( 2 200 км / с при n = 1 , (8)

V0 ( 1 100 км /с при n = 1 / 2 . (9)

Аналогично, для вспышки Х2.0 имеем при R = 0,8 а.е. и t0 ( 39,5 часов :

V0 ( 1 700 км / с при n = 1 , (10)

V0 ( 1 000 км /с при n = 1 / 2 . (11)

Имеющиеся данные недостаточны для выбора между моделями с n = 1 и n = 1 /
2 , однако в любом случае из оценок (8) - (11) следует вывод, что
максимальная скорость распространения для обеих ударных волн заведомо
превосходила 1 000 км/с.

3. Солнечные космические лучи

Солнечные космические лучи, генерированные солнечными во вспышках
конца октября- начала ноября 2004 года, были зарегистрированы в
околоземном комическом пространстве аппаратурой, установленной на ИСЗ
"КОРОНАС-Ф". "КОРОНАС-Ф" - российская космическая солнечная
обсерватория, предназначенная для исследования нестационарных процессов
на Солнце и их воздействия на межпланетную среду и магнитосферу Земли,
второй ИСЗ серии КОРОНАС, представляет собой низковысотный
искусственный спутник Земли (ИСЗ), начальная высота орбиты
hорбиты(500км (в период ноября 2004 года высота орбиты составляла
примерно 400 км) наклонение i=82.5(, период обращения вокруг Земли
Tобр=94.5 мин [1. Кузнецов и др., 1995; 2. Kuznetzov et al., 2002].
Результаты по регистрации излучения солнечных вспышек, полученные в
течение исследуемого периода высокой вспышечной активности в октябре-
ноябре 2003 года подробно представлены в [3 Панасюк и др., 2004;
Ермолаев и др., 2005].
Двигаясь по своей траектории, "КОРОНАС-Ф" проходит полярные шапки,
силовые линии которых уходят в хвост магнитосферы и практически открыты
для вхождения СКЛ, поэтому значительных отличий полученного временного
хода СКЛ в полярных шапках и в солнечном ветре не наблюдается, в том
числе и в зависимости от временного хода ММП.
На рис. 21 и 22 приведены временные зависимости потоков протонов и
электронов солнечного происхождения в нескольких энергетических каналах
детектора МКЛ [2 Kuznetzov et al., 2002], измеренных в северной и южной
полярных шапках в исследуемый период. На данных рисунках хорошо видны
три возрастания СКЛ с максимумами 30 октября, 1 ноября и 7 ноября. К
сожалению, в данных прибора МКЛ имеется значительный перерыв в данных с
10 по 15 ноября из-за отсутствия телеметрии, но даже имеющийся данные
представляют определенный интерес с точки зрения исследования динамики
потоков СКЛ. Рассмотрим подробнее каждое из них.

Рис.21. Потоки протонов в полярных шапках с 29/10 по 18/11 2004 г по
данным на ИСЗ "КОРОНАС-Ф"

Рис.22. Потоки электронов в северной полярной шапке с 29/10 по 18/11 2004
г по данным на ИСЗ "КОРОНАС-Ф"

По данным спутника GOES [http://www.sec.noaa.gov/ftpdir/indices/SPE.txt ]
событие СКЛ 7 ноября было вызвано вспышкой класса Х2, произошедшей на
Солнце 7 ноября около 16 часов в активной области NOAA 10696, имевшей на
тот момент координаты N09W17. Их рисунков видно, что за рассматриваемый
период эта вспышка дала наибольшее по интенсивности возрастание СКЛ, с
достаточно жестким спектром. Однако следует отметить, что интенсивность
протонов СКЛ в нем примерно на полтора порядка меньше интенсивности СКЛ,
наблюдавшейся после вспышек в октябре-ноябре 2003 года в интервале энергий
1-5 МэВ, и на два порядка для энергий 50-90 МэВ. Что касается электронов
СКЛ, то в максимальные интенсивности потоков в канале 300-600 кэВ в 2003
году превышают потоки электронов СКЛ более чем на два порядка, а в канале
1.5-3 МэВ - на три порядка [Панасюк и др., 2004]. Следует также отметить
, что значимых потоков электронов с энергиями выше 6 МэВ в рассматриваемый
период 2004 года в эксперименте на ИСЗ "КОРОНАС-Ф" не наблюдалось.
Из рисунка 21 также видно, что значительное (на порядок) возрастание
потоков протонов в интервале 1-5 МэВ было зарегистрировано на "КОРОНАС-
Ф" еще 5-6 ноября, и, следовательно было быть вызвано вспышкой ранее 7
ноября. Из рис. 21 также видно, что возрастание потоков протонов с
энергиями 14-26 МэВ и выше начало регистрироваться только 7 ноября после
вспышки X2. Мы предполагаем, что данное возрастание СКЛ малых энергий
может быть связано со вспышкой класса М9.3, произошедшей вблизи полуночи
с 4 на 5 ноября в той же самой АО NOAA 10696 (N09E05). Как видно из
рисунка 22, значимые потоки электронов с энергиями выше 3 МэВ появились
тогда же , когда и протоны с энергиями выше 14 МэВ, а в предыдущие два
дня наблюдалось небольшое (в 3-4 раза) возрастание потоков электронов в
каналах 300-600 и 600-1500 кэВ, связанное, вероятно, с уже упоминавшейся
более ранней вспышкой.
Возрастание потоков СКЛ, наблюдавшееся 1 ноября приписывается
залимбовой вспышке [http://www.sec.noaa.gov/ftpdir/indices/SPE.txt]. Как
видно из рис.1, данное событие СКЛ, имело очень жесткий спектр
протонов: зарегистрированные во время него потоки протонов с энергиями 1-
5 МэВ примерно на порядок-полтора меньше, чем в последующем событии, а
поток протонов 26-50 и 50-90 МэВ почти одинаков, как и поток электронов
с энергиями 1.5-3 МэВ, тогда как поток электронов 3-6 МэВ 1 ноября в 2-3
раза меньше, чем в последующем событии.
Небольшое возрастание СКЛ, зарегистрированное прибором 30 октября
(начало около 05 UT), по нашему мнению связано со вспышкой М3.3,
начавшейся 30 октября в АО 10691 (N13W20). На рис. 21 видно, что во
время данного события величины потоков протонов 1-5 МэВ северной
(закрытые квадраты) и южной (кресты) полярных различны, что связано,
как мы предполагаем, с ассиметрией в заполнении северной и южной
полярных шапок, что требует специального рассмотрения. Спектр электронов
в данном возрастании значительно более мягкий - поток частиц с энергией
300-600 кэВ почти на порядок превышает электронов с энергией поток 600-
1500 кеВ, тогда как в событии 1 ноября потоки практически одинаковы.

4. Галактические космические лучи

Как хорошо известно, возрастание солнечной активности сопровождается
уменьшением галактических космических лучей (ГКЛ), наблюдаемое на наземных
станциях.

Рис.23 содержит результаты мониторинга галактических космических лучей
(ГКЛ) за период с 15 октября по 10 декабря 2004 г. в Якутском Центре
Космической Погоды ИКФИА (http://ikfia.ysn.ru/fluctuations/index.php).
Приведены результаты расчета индекса мерцаний ГКЛ [1. Козлов и др., 1984;
2. Туголуков и Козлов, 1991; 3. Козлов и Туголуков, 1992] в относительных
единицах по 5-минутным значениям интенсивности ГКЛ (в процентах) трех
полярных станций: Тикси, Апатиты и Оулу (Финляндия). Далее, 5-минутные
значения индекса мерцаний ГКЛ были усреднены за 12 часов. Согласно данному
в работах [1. Козлов и др., 1984; 2. Туголуков и Козлов, 1991; 3. Козлов и
Туголуков, 1992] определению, индекс мерцаний соответствует показателю
частотного спектра флуктуаций, обобщенному нами на случай шумоподобных
процессов. Показатель спектра определяется как тренд для амплитуд гармоник
частотного спектра по критерию, аналогичному критерию тренда Кендалла [4.
Бендат Д., Пирсол, 1989].

Рис.23. Результаты оперативного прогноза экстремальных событий 7-9 ноября
2004 г. на базе наземного мониторинга галактических космических лучей по 5-
мин данным полярных станций космических лучей. В верхней части рисунка
приведены в относительных единицах 12-часовые значения индекса мерцаний
ГКЛ. Горизонтальными пунктирными линиями показаны 80%-е уровни значимости.
В нижней части рисунка - среднечасовые значения интенсивности ГКЛ (в
процентах) полярных станций Тикси и Оулу (Финляндия).

Двумя пунктирными горизонтальными линиями нанесены уровни значимости
(80%) для индекса мерцаний. Уровни значимости для индекса мерцаний
определяются аналогично уровням значимости для тренда по критерию Кендалла.
Значения индекса мерцаний ГКЛ превышающие верхний уровень значимости 0.075
(уровень 80%) - соответствуют регистрации предиктора. Значения индекса
мерцаний лежащие ниже нижнего уровня значимости, т.е. -0.075 (также 80%) -
означают диагностику события. По оси абсцисс - шкала мирового времени в
сутках. Максимальное значение индекс мерцаний достигает с 6 на 7 ноября
2004 г. - за 1 сутки до начала эффекта Форбуша 7-9 ноября.
Поведение ГКЛ, аналогичное показанному на рис. 23 в период 7-10 ноября
2004 года, наблюдалось также на станции Апатиты (Рис. 33 в разделе IV.
Магнитосфера) и в Новосибирске (Географическая широта ( = 54.80N;
Географическая долгота ( = 83.00E; Высота над уровнем моря h = 163 м.; см.
рис. 24).

Рис. 24. Скорость счёта монитора 24-NM-64 (минутные значения) на станции
«Новосибирск»

Магнитосферные наблюдения

1. Электрическое поле солнечного ветра и АЕ индекс

Магнитные бури ноября 2004 года характеризовались очень высокой
геомагнитной активностью на авроральных и полярных широтах (более 2000 нТл
по индексу AL), сравнимой по величине с событиями октября-ноября 2003 года.
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 рис. 25 приведены следующие
графики: (1) Bz компоненты межпланетного магнитного поля в системе
координат GSM; (2) электрического поля солнечного ветра, вычисленного по
формуле

E = [pic],

где ? - часовой угол ММП (как было ранее показано ранее, эта комбинация
параметров солнечного ветра наиболее хорошо коррелирует с индексом AL, [см.
Petrukovich and Rusanov, 2005]); (3) 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 также была примерно в
два раза ниже (~1500-2000 нТл). Отдельно необходимо отметить несколько
кратковременных усилений авроральной геомагнитной активности до -4000 нТл.
Эпизодические 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.

Рис 25. Bz компонента межпланетного магнитного поля в системе координат
GSM; электрическое поле солнечного ветра (с часовым усреднением),
измеренные спутником ACE и смещенные по времени с учетом удаления спутника
от Земли; предварительный AL индекс часовым усреднением) для 07-10 ноября
2004 г.

2. Геомагнитные возмущения на земной поверхности

Магнитная буря в рассматриваемый период представляла собой сумму двух
бурь, следующих одна за другой. Максимум главной фазы первой бури отмечался
в 8 ноября (Dst ~-380. нТл), а второй - 10 ноября (Dst ~-290 нТл)
(см.рис.1). Именно в это время на земной поверхности наблюдались наиболее
интенсивные геомагнитные возмущения в ночном секторе магнитосферы.
На рис.26 приведены магнитограммы Х-компоненты поля за 07-10 ноября 2004
г. на 4-х обсерваториях, расположенных в антиподных областях, т.е.
разделенных по долготе на ~12 часов. Геомагнитная полночь в обс.Колледж
(СМО) в 11 UT. в обс. Минук (MEA) - 08.30 UT, в обс. Содаккюля (SOD) 21.30
UT и в обс. Нурмиерви (NUR) - 22 UT, т.е. ночное время в первых двух
обсерваториях соответствует дневному времени в последних двух. Видно, что в
ночном секторе (CMO и MEA) 8 и 10 ноября амплитуда суббурь достигала 2000
нТл. Продолжительные возмущения имели вид отдельных импульсных всплесков
длительностью 20-40 мин и интенсивностью до 400 нТл.

Рис.26. Магнитограммы обсерваторий в антиподных точках (подробности в
тексте), справа - коды обсерваторий и их геомагнитные координаты

Интересно отметить, что такие же и даже более интенсивные ночные
возмущения (особенно в СМО) отмечались и 9 ноября, когда начальная фаза
второй супербури развивалась на фоне восстановительной фазы первой бури, а
значения Dst-индекса составляли порядка -100 нТл. Обсерватории СМО и МЕА
разделены по широте всего на 1.2є, но по долготе на 40є, однако
интенсивность геомагнитных возмущений в этих обсерваториях отличалась в
несколько раз, как и в ночное время в главную фазу первой супербури 8
ноября, что свидетельствует о большой локальности процессов.
На скандинавском меридиане (SOD и NUR) наибольшие возмущения также
отмечались в локальное ночное время. Наиболее интенсивная суббуря (до 3000
нТл) была зарегистрирована в околополуночное время 9 ноября в NUR.
Интересная суббуря наблюдалась в ночь с 8 на 9 ноября в обс SOD. Эта
суббуря не отмечалась в более низкоширотной обс. NUR. В дневном секторе (
обс. СМО и МЕА) в это время наблюдались геомагнитные пульсации Рс5 с
характеристиками, типичными для резонансных колебаний магнитосферы.

Рис.27. Магнитограммы скандинавских обсерваторий за 7-10 ноября 2004 г.
справа- коды обсерваторий и их геомагнитные координаты

Рассмотрим более подробно широтные особенности геомагнитных возмущений
на скандинавском меридиане (рис.27), где имеется плотная сеть наземных
обсерваторий IMAGE. Две интенсивные суббури были зарегистрированы в местное
послеполуночное время 8 ноября с максимальной амплитудой на широтах меньше
60є, сопровождаемые всплесками риометрического поглощения до 5-6 дБ. В
более высоких широтах в это время наблюдалась серия импульсных возмущений с
амплитудой до 1500 нТл.
В околополуночное время 9 ноября сначала (в 17 UT) возникла суббуря с
четко выраженной взрывной фазой на высоких геомагнитных широтах 64-67є, не
наблюдаемая на широтах ниже 61є. Затем (около 20 UT) началась новая,
значительно более интенсивная (до 3000 нТл) суббуря, наблюдаемая в большом
диапазоне широт, с максимальной интенсивностью на широтах порядка 56є (обс.
NUR), где и находился центр электроструи, судя по вариациям Z-компоненты на
профиле станций. Суббуря сопровождалась всплеском риометрического
поглощения, максимум которого (7 дБ) наблюдался на широтах 63є, т.е. выше
центра токовой струи.
В ночь с 8 на 9 ноября, как уже отмечалось, на скандинавском меридиане
регистрировались интенсивные ( до 1500 нТл) импульсные возмущения,
наблюдаемые только на широтах выше 61є, ниже которой амплитуда колебаний
резко уменьшалась с уменьшением широты.
Из рис.27 видно, что все обсуждаемые ночи характеризовались резкой четкой
сменой режима магнитных возмущений на геомагнитной широте порядка 60є.
Отсюда можно предположить, что эта широта соответствует полярной границе
авроральной зоны. Такой же резкий низкоширотный сдвиг ночной авроральной
зоны наблюдался и во время октябрьских супербурь 2003 г.
Судя по Dst вариациям, восстановительная фаза бури началась 10 ноября
после 21 UT. В наблюдаемых год назад супербурях октября и ноября 2003 г.
эта фаза характеризовалась генерацией очень интенсивных (до 500 нТл) квази-
монохроматических геомагнитных пульсаций диапазона Рс5 [Клейменова и
Козырева, 2005]. Однако в восстановительную фазу супербури ноября 2004
таких интенсивных Рс5 пульсаций не наблюдалось. В утренно-дневном секторе
на Скандинавском меридиане отмечались лишь отдельные всплески колебаний с
периодами около 4-5 мин и максимальной амплитудой 50-60 нТл.

3. Положение границ проникновения СКЛ

Как уже неоднократно отмечалось ранее, одной из основных особенностей
магнитной бури является перенос активных процессов во внутреннюю
магнитосферу. В околоземном космическом пространстве структура и потоки
СКЛ определяются структурой геомагнитного поля. В данной работе мы
используем потоки малоэнергичных протонов СКЛ, зарегистрированные в
эксперименте на ИСЗ "КОРОНАС-Ф", как индикатор, хорошо отражающий
трансформации структуры магнитосферы во время бури, аналогично тому, как
это было сделано в [2. Панасюк и др., 2004] для периода бурь октября 2003
г. Исследование динамики границ проникновения СКЛ в магнитосферу Земли дает
ценную информацию об изменении топологии геомагнитного поля во время
геомагнитных возмущений. Динамика границы проникновения солнечных протонов
и электронов - хороший индикатор структуры магнитосферы. Ее исследованию
посвящен целый ряд работ (см. например, [5. Дарчиева и др., 1983; 6.
Иванова и др., 1985; 7. Дарчиева и др., 1990; 2. Панасюк и др., 2004] и
ссылки там).
Солнечные космические лучи с энергиями 1-5 МэВ регистрировались в
полярных шапках с 30 октября, но мы исследуем границы проникновения СКЛ
начиная с 5 ноября, перед магнитной бурей. Как уже отмечалось, в данных
ИСЗ "КОРОНАС-Ф" с 10 по 15 ноября имеется пропуск. Тем не менее,
имеющиеся данные дают нам возможность проследить движение границ
проникновения до начала магнитной бури 8 ноября и в самом начале фазы
затухания бури. Поток протонов на границе проникновения спадает не
мгновенно, поэтому для анализа положения границы можно применить разные
критерии. Как и в работе [2 Панасюк и др., 2004], мы используем
традиционный для предыдущих работ НИИЯФ критерий - в 2 раза ниже максимума.

На рис. 28 приведен временной ход границ проникновения протонов с
энергией 1-5 МэВ. Из рисунка хорошо видно, что до бури граница (если не
учитывать небольшие колебания) и для утреннего, и для вечернего сектора
располагается вблизи 67-68њ, то есть вблизи L=6. Также из рис 28 видно,
что экстремальное низкоширотное положение границ и для утреннего. И для
вечернего секторов хорошо соответствует моментам максимума амплитуды Dst-
вариации во время бури 8 ноября, однако значения минимальной инвариантная
широта для них различны. Минимальная инвариантная широта границы для
утреннего сектора составляет (b ~51( (L=2.5) и для вечернего сектора - (b
~48( (L=2.3). Из рисунка видно, что границы хорошо следуют за ходом Dst на
главной фазе этой бури. Как ранее предполагалось в работе [2 Панасюк и
др., 2004], возможное объяснение схожести поведения границ в утреннем и
вечернем секторах связано с тем, что самые глубокие уровни проникновения
связаны с захватом частиц на дрейфовые орбиты, в результате чего
достигается равенство инвариантных долгот на дневной и ночной стороне
магнитосферы.

Рис.28. Вариации положения границ ход границ проникновения протонов с
энергией 1-5 МэВ в утреннем (кресты) и вечернем (кружки) секторе
магнитосферы во время магнитной бури 8 ноября 2004 года. Сплошной кривой
изображена Dst-вариация.

4. Вариации радиационных поясов

Одним из основных физических процессов во время магнитных бурь
является динамика радиационных поясов, которые в практическом плане
представляют один из возможных источников радиационной опасности в
околоземном космическом пространстве (например, [8. Williams et al.,
1968; 9. Vakulov et al., 1976; 10. Li and Temerin, 2001; Панасюк и др.,
2004, Ермолаев и др., 2005])
Мы имели возможность проследить динамику радиационных поясов во
время сильных магнитных бурь начала ноября 2004 по данным ИСЗ "КОРОНАС-
Ф". На тот момент спутник имел полярную орбиту с наклонением 82.5 (,
высота которой составляла примерно 400 км. При таких параметрах орбиты
приборы, установленные на "КОРОНАС-Ф" могли регистрировать захваченную
радиацию лишь в районе Южно-Атлантической магнитной аномалии. На
рисунках 29-32 приведены данные о вариациях потоков частиц в
радиационных поясах (электроны с энергиями 600 кэВ-1.5 МэВ и 1.5-3 МэВ и
протоны с энергией 1-5 МэВ и 14-26 МэВ) в утреннем секторе МLT. По оси
Х приведен номер L-оболочки, по Y - интенсивность потока частиц.
Данные о радиационных поясах 7 ноября (тонкая пунктирная линия) мы
используем в качестве исходного состояния пояса перед магнитными бурями
- максимум внешнего пояса располагается на L=4.5, зазор между поясами -
на 2.5. Данные 8 октября (жирная пунктирная линия) получены практически
сразу после окончания главной фазы первой бури, данные 9 ноября (жирная
сплошная линия) - во время развития фазы восстановления после первой
бури. К сожалению, единственное имеющееся в нашем распоряжении
прохождение внутреннего пояса в этот день расположено значительно
восточнее центра Бразильской магнитной аномалии, поэтому данные о
потоках частиц во внутреннем поясе в этот день нам неизвестны. Далее из-
за отсутствия информации с 10 по 14 ноября мы имели возможность оценить
результат воздействия бури на радиационные пояса только 15 ноября
(тонкая сплошная линия), в самом конце фазы восстановления после второй
бури. Тем не менее, данные, представленные на рисунках 29-32, содержат
важную информацию о динамике радиационных поясов.
Так мы видим, что 8 октября интенсивность электронов 1.5-3 МэВ на
L=3-3.5 заметно уменьшилась, граница электронов с энергией 0.6-1.5 МэВ
сдвинулась ближе к Земле, примерно до 2.2, а полярная шапка заполнена
солнечными электронами этих энергий. Что касается протонов, то на
рисунках 31 и 32 хорошо видны границы проникновения этих частиц на L=3-
3.5 для энергий 14-26 МэВ и 1-5 МэВ, соответственно. Данные, полученные
9 ноября, показывают заметное расширение внешнего пояса (это видно для
обоих энергетических каналов электронов), возрастание интенсивности
более чем на порядок электронов с энергиями 600 кэВ-1.5 МэВ, и на
полтора порядка в интервале 1.5-3 МэВ, а также сдвиг максимума внешнего
пояса ближе к Земле. Мы видим, что наблюдаемая динамика потоков
электронов во внешнем поясе имеет весьма схожий характер с изменениями
внешнего РПЗ во время бурь октября-ноября 2004 года [2 Панасюк и др.,
2004, Ермолаев и др., 2005]. Отсутствие значимых потоков протонов 1-5
МэВ во внутреннем поясе связано исключительно с географическим
положением единственного имеющегося витка. У протонов с энергией 1-5 МэВ
мы сидим сформировавшийся на L=2.8-3 дополнительный максимум, что также
сходно с данными, полученными в 2003 г [2 Панасюк и др., 2004, Ермолаев
и др., 2005]. Спустя 5 дней, 15 ноября продолжалось расширение внешнего
пояса электронов, а также дальнейшее увеличение потоков электронов во
внешнем поясе (особенно с энергией 1.5-3 МэВ) и смещение максимума
внешнего пояса до 2.3-2.5. Пик протонов с энергией 1-5 МэВ в это время
сместился на L=3.8, поток протонов с энергией 14-26 МэВ в полярных
шапках все еще почти на порядок превышал фоновое значение, полученное 7
ноября.
Из приведенных данных видно, динамика радиационных поясов во время
бурь ноября 2004 года имела достаточно сходных черт с динамикой РПЗ во
время мощных бурь октября-ноября 2003 , описанных в [2 Панасюк и др.,
2004, Ермолаев и др., 2005], а именно:
а) уменьшение интенсивности потока электронов с энергиями 1.5-3 МэВ во
время главной фазы магнитной бури;
б) заметное увеличение интенсивности потоков электронов внешнего
радиационного пояса Земли, расширение электронного пояса и сдвиг его
максимума на меньшие L во время фазы восстановления;
в) появление дополнительного максимума протонов с энергиями 1-5 МэВ на
L вблизи 3.

Рис.29. Сравнение профилей потоков частиц радиационных поясов (электроны
с энергиями 600 кэВ-1.5 МэВ).

Рис.30. Сравнение профилей потоков частиц радиационных поясов (электроны
с энергиями 1.5-3 МэВ).

Рис.31. Сравнение профилей потоков частиц радиационных поясов (протоны с
энергией 1-5 МэВ).

Рис.32. Сравнение профилей потоков частиц радиационных поясов (протоны с
энергией 14-26 МэВ).

5. Атмосферное электрическое поле в КНЧ-диапазоне

Согласно современным представлениям (см., например, [1.Ермаков и др.
2003,]), космические лучи являются одним из основных источников ионизации
атмосферы. Особенно это касается высоких широт, где интенсивность другого
мощного ионизирующего фактора - грозовой активности - гораздо слабее по
сравнению с низкоширотными районами. При этом лишь для части низкоширотных
грозовых разрядов характерны настолько мощные электромагнитные импульсы,
что способны достигать высокоширотных областей и заметно превышать местный
флуктуационный электромагнитный фон. Основная энергия подобных импульсов,
пришедших в точку наблюдения, оказывается сосредоточенной в диапазоне от
единиц Гц до десятков кГц (см., например, [2. Ремизов, 1985]). Общие
морфологические и статистические характеристики атмосферных полей такого
рода изучаются уже на протяжении длительного времени, и тем не менее на
многие вопросы еще нет определенных ответов.
В частности, требует более детального изучения вопрос о влиянии
изменений интенсивности галактических космических лучей (ГКЛ) на грозовую
активность. Авторы [3. Муллаяров, 2003], анализируя результаты регистрации
атмосфериков в Якутске в диапазоне частот 0,3-10 кГц, делают вывод о том,
что Форбуш-понижения интенсивности ГКЛ приводят к увеличению грозовой
активности и количества атмосфериков. Однако графики, приведенные авторами
[3. Муллаяров, 2003], говорят, на наш взгляд, не об увеличении, а скорее,
лишь о восстановлении интенсивности атмосфериков на фазе Форбуш-эффекта
после их уменьшения, вызванного вспышкой релятивистских солнечных протонов.
Как известно, вторжения последних в земную атмосферу предшествуют Форбуш-
понижениям ГКЛ и приводят к образованию мощного слоя ионизации в нижней
ионосфере, который препятствует распространению атмосфериков, особенно в
высоких широтах.
Между тем, известно [2 Ремизов, 1985], что на расстояниях более
нескольких тысяч км амплитудные спектры атмосферных электромагнитных
импульсов имеют два максимума, а именно:
1) в районе 2-10 кГц ,
2) на участке от единиц до 2-3 сотен Гц.
Для первого диапазона (который, в основном, и рассмотрен в [3.
Муллаяров, 2003]) характерен волноводный механизм распространения радиоволн
в сферическом волноводе Земля-ионосфера.
Второй диапазон охватывает практически весь спектр резонансных частот
земного шара и в этом смысле принципиально отличается от первого частотного
участка. Учитывая это обстоятельство, на Апатитском атмосферном полигоне
Полярного геофизического института (67033'N, 33020'Е) с июля 2003г. начато
проведение непрерывных наблюдений атмосферных электромагнитных импульсов в
диапазоне частот 1-300 Гц (по уровню 0,5).
В качестве датчика поля использована магнитная антенна типа тороида 3-
го порядка - с целью подавления индустриальных помех, в большинстве своем
имеющих линейную поляризацию. Главная плоскость тороида находится в
плоскости меридиана "север/юг". Фильтрация принимаемого сигнала
осуществляется фильтром 1-го порядка во избежание дополнительных помех за
счет "звона" от особо мощных импульсов.
По данным институтского нейтронного супермонитора в Апатитах за
интервал наблюдений с июля 2003г. по ноябрь 2004г. были зафиксированы 5
случаев значительных Форбуш-понижений (уменьшение интенсивности ГКЛ около 4-
х % и более) При этом во всех случаях Форбуш-понижению ГКЛ соответствует
уменьшение магнитной составляющей атмосферных импульсов.
В качестве примера, на рисунке приведены графики для случая в ноябре
2004г. по наблюдениям в Апатитах. Здесь: верхний график - данные
супермонитора, нижний - поведение магнитной составляющей атмосферных
импульсов в КНЧ-диапазоне 1-300 Гц.

Рис.33. Временной ход данных нейтронного монитора и магнитной
составляющей атмосферных импульсов в диапазоне частот 1-300 Гц в ноябре
2004 года.

Естественно, возникает вопрос о природе обнаруженного явления. Для
обсуждения уместно, на наш взгляд, предложить следующую гипотезу. Она
заключается в том, что основным источником рассматриваемых здесь
атмосферных электромагнитных импульсов в диапазоне 1-300 Гц являются
грозовые разряды типа "облако-верхние слои атмосферы" - т.н. спрайты и
джеты (см., например, [5 Морозов, 2002] и приведенный там краткий обзор).
Ионизированная область, возникающая при таких разрядах, оказывается
достаточно эффективной антенной для возбуждения земного резонатора, т.к.
имеет объем в сотни и тысячи куб.километров (что во много раз превышает
аналогичные объемы при разрядах "облако-земля"). Форбуш-понижение
интенсивности ГКЛ приводит к уменьшению степени ионизации верхних слоев
атмосферы и, как следствие, к уменьшению интенсивности образования спрайтов
и джетов, что, в свою очередь - к понижению КНЧ-сигналов.

6. Отклик электротеллурического поля

Пункт комплексных наблюдений (ПКН) «Карымшина» находится в южной части
полуострова Камчатка, примерно в 30 км от побережья Тихого океана (52.8оN,
158.15oE). ПКН начал работу в 1999 году в рамках Российско-Японского
проекта (МНТЦ ?1121, 1999-2004 гг.), основной целью которого является
комплексный мониторинг различных геофизических полей, выявление
предвестников землетрясений, оценка сейсмической опасности. Обсерватория
расположена на значительном удалении от возможных источников антропогенных
помех: населенных пунктов, автомобильных дорог и линий электропередач, что
обеспечивает уникальные благоприятные условия для изучения геофизических
полей, в частности, земных токов. Низкий уровень индустриальных помех
позволяет реализовать максимальную чувствительность регистрирующей
аппаратуры.
На ПКН «Карымшина» регистрация электротеллурического потенциала (ЭТП)
осуществляется на 6 диполях, относящихся к двум системам линий,
ориентированных в направлениях север-юг ((1, (2, (3) и запад-восток ((4,
(5, (6). (Рис.34). Диапазон регистрации ±2 В, частота отсчетов 1 Гц,
пороговая чувствительность геовольтметра ~ 30 мкВ, динамический диапазон
регистрируемых сигналов не менее 102 дБ. Потенциал отсчитывается
относительно углового датчика, обозначенного на схеме цифрой 0, для
которого значение потенциала принято за 0. Такая многодипольная
измерительная система используется для поиска сейсмо-электрических
сигналов для обнаружения предвестников землетрясений. Успешные результаты
применения такой методики приведены в [2 Uyeda, 2000a, 5. Varotsos et al.,
1993]. Заложение электротеллурического профиля и предоставление
регистрирующей аппаратуры и программного обеспечения проведено японскими
учеными в рамках совместного российско-японского проекта создания на
Камчатке комплексной геофизической обсерватории «Карымшина» [3 Uyeda,
2000b]. В настоящее время в Японии создано около 50 таких систем
регистрации, ориентированных на долговременное изучение естественного
электрического поля Земли [1 Kudo and Nagao, 2000, 2 Uyeda, 2000a,4 Uyeda
et al., 2000].

Рис.34. Расположение электродов системы регистрации
электротеллурических потенциалов на ПКН «Карымшина». Расстояния между
электродами на схеме приведены в м

Естественное электрическое поле Земли как планеты, которое наблюдается
в литосфере, морях и атмосфере, обусловлено сложным комплексом
геофизических явлений. Его переменная часть в основном определяется
ионосферно-магнитосферными процессами, наводящими земные токи согласно
закону электромагнитной индукции. Определённый вклад также вносит
контактная разность потенциалов между породами различной электропроводности
(термоэлектрический, электрохимический, пьезоэлектрический эффекты). Токи,
вызываемые этими процессами, имеют локальный характер. Вариации
естественного электрического поля могут быть обусловлены погранично-
электрическими явлениями: конвекционные токи в атмосфере, грозовые
процессы, фильтрационно-электрические процессы и пр. Допускается также
влияние литосферно-электрических и сейсмоэлектрических процессов. Таким
образом, распределение потенциала электрического поля несёт в себе
информацию о строении Земли, о процессах, протекающих в нижних слоях
атмосферы, в ионосфере, магнитосфере, а также в ближнем межпланетном
пространстве и на Солнце. Причины, обуславливающие различные вариации
электротеллурического поля и природа их связи с другими гелиогеофизическими
явлениями изучены пока недостаточно.
Примером отклика ЭТП на возмущения магнитосферы и ионосферы вследствие
проявлений солнечной активности являются имеющиеся на ПКН «Карымшина»
записи солнечных вспышек (магнитных возмущений SFE) и многочисленных
магнитных бурь.
Во время магнитных бурь магнитные вариации индуцируют в любой
проводящей среде электрические токи. Так как верхние слои земной коры
обладают электрической проводимостью, то в них и возникают токи
индуктивного характера. Магнитные бури практически всегда четко видны в
записях ЭТП.
Возмущения ЭТП во время солнечных вспышек, как и эффект их воздействия
на геомагнитное поле Sfe, проявляется в записях в виде всплеска или
импульсного изменения продолжительностью в нескольких десятков минут. Как в
геоэлектрическом, так и в геомагнитном полях эффект вспышки можно наблюдать
только при спокойной геомагнитной обстановке в близкое к локальному полудню
время. Коротковолновое электромагнитное излучение солнечной вспышки
увеличивает проводимость ионосферы и временно изменяет нормальные
ионосферные Sq-токи на обращенной к солнцу стороне Земли, параметрически
воздействуя на ток в глобальной электрической сети, что в свою очередь
влияет на электрические процессы в верхней части земной коры. Отклик ЭТП на
солнечную вспышку имеет сложную природу и обусловлен, с одной стороны,
индукционным эффектом, а с другой - временным изменением проводимости
глобальной электрической цепи в период вспышки. Относительный вклад этих
процессов в наблюдаемый эффект различен в каждом конкретном случае и
требует детального рассмотрения с привлечением дополнительных данных.

Рис.35. Запись магнитных бурь 07-10.2004 двумя взаимно
перпендикулярными диполями. Минутные осреднения градиентов ЭТП.

На рисунках 35 и 36 приведены записи двух магнитных бурь 7-10.11.2004
и вспышечного события 06.11.2004, которое удачно совпало с периодом
слабовозмущенной геомагнитной обстановки и пришлось на близкое к локальному
полудню время. Запись этой вспышки в геоэлектрическом поле на Камчатке,
видимо, является единственной на территории России. Возможно, есть записи
на многочисленных аналогичных системах наблюдений в Японии, но эти
исследования ориентированы на выявление сейсмоэлектрических эффектов и
данные, скорее всего, не используются для изучения солнечно-земных связей.

Рис.36. Вспышечное событие 06.11.2004 00:11-02:48 (UT), запись двумя
взаимно перпендикулярными диполями. Минутные осреднения градиентов ЭТП. На
верхних графиках на фоне солнечно-суточной вариации зафиксированы три
экстремума, соответствующих трем рентгеновским всплескам. (Часовые значения
солнечно-суточной вариации отмечены точками) На нижних графиках - вариации
ЭТП за тот же временной интервал, солнечно-суточная вариация отфильтрована.

Благодарности

Поддержка: Программа Солнечный ветер ОФН , грант РФФИ 04-02-17332.
Работа выполнена при поддержке Программы фундаментальных исследований ОФН
РАН "Физика атмосферы: электрические процессы, радиофизические методы
исследований" (гос.контракт ? 10002-251/ОФН-12/059-063/060603-547).

.