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

УДК 550.385

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

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

Абстракт


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



Введение


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




Солнечные наблюдения

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

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

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

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


Межпланетные данные

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

Магнитосферные данные
Магнитные бури октября-ноября 2003 года характеризовались необычно
высокой геомагнитной активностью не только вблизи геомагнитного
экватора и на средних широтах (Dst и Кр индексы), но и на авроральных и
полярных широтах (более 2000 нТл по индексу AL), что вызвало дискуссии
о роли нетрадиционных факторов влияния на ионосферные токовые системы,
например, роли солнечных космических лучей или плотности солнечного
ветра. Детальный анализ динамики авроральных электроджетов может быть
проведен позднее, после получения уточненных результатов наблюдений
различных параметров магнитосферы, однако, некоторые выводы можно
сделать, используя уже имеющиеся предварительные данные. На рисунке 19
приведены графики Bz компоненты межпланетного магнитного поля в системе
координат GSM; электрического поля солнечного ветра, вычисленного по
формуле
E = [pic]
(как было показано ранее, эта комбинация параметров солнечного ветра
наиболее хорошо коррелирует с AL индексом, [Petrukovich and Rusanov,
2004] ); а также AL индекса (оцифрованного по предварительному
графику).
В отличие от магнитных бурь октября 2003 года скорость солнечного
ветра около Земли во время рассматриваемого события была практически в
два раза меньше и не превышала 1000 км/с. Поэтому, основной вклад в
величину электрического поля дала вариация южной компоненты
межпланетного магнитного поля. В свою очередь, амплитуда вариаций
индекса AL так же была примерно в два раза ниже (~1500-2000 нТл). Таким
образом, при предварительном анализе, сила авроральных токовых систем в
целом соответствует уровню воздействия со стороны солнечного ветра в
пределах нашего знания количественных зависимостей солнечно-земного
взаимодействия.
Необходимо отметить, что вариации подобной амплитуды не уникальны и
регистрировались и во время менее сильных магнитных бурь. Например, 25
сентября 1998г. в то время как значение электрического поля солнечного
ветра было весьма умеренным и составляло около 12 мВ/м, станции сети
магнитометров CANOPUS зарегистрировали отклонение горизонтальной
компоненты до величин порядка -4000 нТл, что объяснялось, в частности,
особенностями динамики геомагнитного хвоста Земли.
Вариации магнитного поля в период магнитной бури 20 ноября 2003 г.
были зарегистрированы на многих отечественных магнитометрических
станциях На рис. 20 приведены измерения на обсерватории Москва
(ИЗМИРАН, 55о сш, 37о вд). Пиковые значения компонент геомагнитного
поля по данным обсерватории составляли: Z = 689, Y = 791, X = 950 нТл,
а максимальные 3-х часовые приращения - соответственно 689, 698 и 860
нТл. В главной фазе бури зарегистрировано подряд три интервала с Kp
=9_. Буря наблюдалась до 06:00 (время Московское) 21 ноября.
На геофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН (52 N, 103 E) в
анализируемый период проводились наблюдения с помощью зенитных
фотометров с интерференционными качающимися светофильтрами ([pic]1/2 ~
1-2 нм) в линиях 558 и 630 нм, а также регистрировалось излучение в
ближней инфракрасной (720 -830 нм) и ультрафиолетовой (360-410 нм)
областях спектра. [Михалев, 2001]. Сияние в линии 630 нм, наблюдаемое
20 ноября 2003г. (см.рис.21), составило в максимуме ~ 19 кРл и
превысило не только сияния во время бури 30 октября 2003г. (измеренная
величина 4.3кРл, приведенная к безоблачному небу 6-10 кРл), но явилось
и наибольшим за весь период наблюдений в геофизической обсерватории
(1989-1993 и 1997-2003гг.). В среднеширотном сиянии 20 ноября 2003 г.
второй доминирующей эмиссией является эмиссия 558 нм (см. рис.22),
возмущения которой оказываются сдвинуты по времени относительно
возмущений эмиссии 630 нм. Вариации в спектральных каналах 360- 410 нм
и 720-830 нм в большей степени повторяют вариации эмиссии 558 нм.
Вызывает определенный интерес появление в спектре 20 ноября 2003 г.
интенсивной эмиссии 558 нм, величина которой в максимуме возмущения
превысила значения 11 кРл. Ранее уже сообщалось о регистрации в средних
широтах возмущения этой эмиссии (до значений ~ 1.5 кРл) в период
суббуревых возмущений во время большой магнитной бури 31 марта 2001 г.,
и это возмущение эмиссии 558 нм связывалось с высыпанием электронов
авроральных энергий [Горелый и др. 2002; Дегтярев и др., 2003]. Следует
отметить, что в работе [Rassoul et al., 2003], где предлагается
классификация наблюдаемых типов среднеширотных сияний, эмиссия 558 нм не
указывается в качестве доминирующей эмиссии ни в одном из обсуждаемых
типов среднеширотных сияний. Вероятно, такие возмущения эмиссии 558 нм в
средних широтах характерны только для интенсивных магнитных бурь и
статистика их наблюдений также ограничена. Так в работе [Hiroshi et
al., 1989] в период интенсивной магнитной бури 21 октября 1989 г.
(Kpmax = 8+ , Dstmin = - 268 нТл) в северной части небосвода на о.
Хоккайдо (44o N, 142o E) отмечалось интенсивное красное среднеширотное
сияние. Интенсивность эмиссии 558 нм оставалась на обычном уровне, за
исключением резкого всплеска в течение ~ 8 минут. По мнению авторов
[Hiroshi et al., 1989], подобные сияния на таких низких широтах
наблюдаются раз в 20 лет.
Во время главной фазы бури 20 ноября данные монитора космических
лучей (МКЛ) на спутнике КОРОНАС-Ф, к сожалению, отсутствуют, тем не
менее имеются данные для 19 и 21 ноября (см. рис.23). Измерения
проводились в ~ 18 UT, MLT ~ 14ч. Профиль электронного пояса 19 ноября
достаточно типичен для длительного интервала спокойного времени.
Максимум потока электронов обеих энергий находится на L ~ 3.5. Поток
захваченных электронов наблюдается до L>7. Зазор между поясами для
электронов с Е=0.6-1.5 МэВ находится на L ~ 2.5. Здесь же вторичный
слабый максимум электронов с Е=1.5-3 МэВ, который сформировался после
бурь 29 - 30 октября 2003г. В потоке протонов с Е=1-5 МэВ наблюдается
пик на L ~ 2.2, который сформировался после бурь 29 - 30 октября 2003г.
21 ноября картина пояса иная. Максимум потока электронов с энергией
Е=1.5-3 МэВ находится на L ~ 2.5. Здесь же находится граница пояса
электронов с Е=1.5-3 МэВ. По- видимому, во время главной фазы магнитной
бури 20 ноября граница плазменного слоя хвоста магнитосферы достигла L ~
2.5, на фазе восстановления произошло ускорение электронов до 0.6 МэВ.
Пик протонов с Е=1-5 МэВ сместился на L ~ 2.
Наземные станции нейтронных мониторов позволяют исследовать вариации
космических лучей, связанные с гелиосферными и магнитосферными
возмущениями 20 ноября. На высокоширотных нейтронных мониторах в этот
день зарегистрировано сравнительно небольшое Форбуш-понижение на ~ 5 %.
На рис. 24 показаны данные станции Апатиты (67.57њ N 33.40њ E (геогр.),
Rc=0.65 ГВ), которые позволяют сопоставить вариации для двух сильнейших
магнитных бурь 29-30 октября и 20 ноября 2003г. Во время магнитной бури
29 октября 2003 г. форбуш-эффект достиг амплитуды 30 процентов, и был,
по-видимому, самым сильным за всю историю регистрации космических лучей.
Внезапное начало SSC было отмечено 20 ноября в 8.04 UT. Понижение
интенсивности космических лучей в Апатитах началось в 08.45 и достигло
минимума в 14.40 UT 20.10. Интенсивность космических лучей почти
восстановилась к 18 часам следующего дня, почти одновременно с индексом
Dst, хотя явной корреляции с вариаций космических лучей с индексом Dst
не наблюдалось, что характерно для высокоширотных нейтронных мониторов.
Среднеширотные станции практически не наблюдали понижения,
зарегистрировав вместо него значительный рост скорости счета. Чтобы
выделить и изучить геомагнитный эффект в данном случае, мы использовали
данные всех нейтронных мониторов, которые удалось оперативно собрать
(всего 40 станций), и методику, предложенную в работе [Baisultanova et
al., 1995]. Для каждой станции за каждый час были найдены изменения
жесткости геомагнитного обрезания (Rc и соответствующий им геомагнитный
эффект. Вариации КЛ на ст. Афины и Потчефстром, исходные и исправленные
на геомагнитный эффект, обусловленный сдвигом жесткости обрезания,
приведены на рис.25. Можно видеть, что в некоторые часы (совпавшие с
максимальным понижением Dst-индекса) геомагнитный эффект на этих
станциях достигал 6-8 %. Вполне возможно, что это самый большой когда-
либо наблюдавшийся нейтронными мониторами геомагнитный эффект в
космических лучах. Даже в марте 1989 г. он был меньше. Поведение
полученных для 20 ноября (Rc демонстрирует ясную широтную зависимость
(рис.26) и очень хорошо согласуется с Dst-вариацией. Максимальные
изменения геомагнитного порога в данном случае наблюдаются на необычно
низких широтах, соответствующих жесткости геомагнитного обрезания около
8 ГВ.
На обсерватории ИЗМИРАН проводилось вертикальное зондирование
ионосферы с помощью ионозонда «ПАРУС ([28] Gajdanckij at al., 1996). В
период бури 20 ноября отмечена существенная перестройка вертикальной
структуры ионосферы, результатом которой явилось то, что над Москвой
ионосфера имела, как и во время магнитной бури 30 октября, все
характерные признаки высокоширотной ионосферы ([ Руководство URSI.,
1977; Atlas Ionograms, 1970]). Иллюстрацией этого может служить рисунок
27, где приведена серия последовательных ионограмм (1) - (24), снятых в
период с 15.30 LT 20 ноября по 02.30 LT 21 ноября с 30 минутным
интервалом. Хорошо видны рассеянные (диффузные) отражения от области F
(4), (22), (23) и от спорадических образований в области E -
авроральный Es типа «a», сильно рассеянный по высоте слой (4) - (7),
(20) - (23); косой Es типа «s», высота которого равномерно
увеличивается с ростом частоты излучения (14) - (19); Es типа «r» с
запаздыванием у высокочастотного конца (8) - (10), (12); частичное
поглощения сигналов (11), (13); полная экранировка спорадическими
образованиями в области E вышележащей области F (7) - (19)
([29]Руководство URSI...,1977). Для сравнения показана ионограмма (24),
снятая в спокойных условиях в 02.00 LT 29 ноября 2003 г, когда Кр — 2.
Согласно (Акасофу, Чепмен, 1975; Солнечная и солнечно-земная
физика, 1980) южная граница авроральных явлений (высыпание
высокоэнергичных частиц, полярные сияния, частичное или полное
поглощение радиоволн, рассеянные отражения от ионосферы, образование Es
определенных типов) относительно северного полушария находится в
сильной зависимости от геомагнитной активности. Так, при Кр ~ 2 она
располагается на широтах ~ 60o , при Кр ~ 7 на 40о , при Кр ~ 9 на 35о
. Севернее этой границы располагается область аврорального овала. В
возмущенные периоды эта область постоянно находится под воздействием
высокоэнергичных частиц солнечного и магнитосферного происхождения.
В период бури 20 ноября была отмечена значительная перестройка
вертикальной структуры ионосферы с характерными признаками авроральной
ионосферы: вертикальная структура была сильно неоднородной, о чем
свидетельствуют рассеянные отражения и от области F , и от области E; в
области E наблюдались спорадические образования (слои) типа «a», «s» и
«r», которые экранировали вышележащую область F ; наблюдалось полное или
частичное поглощение радиоволн.
На рабочем макете 16-лучевого (угловое расстояние между соседними
лучами по склонению около 25 угловых минут) радиотелескопа на основе
антенны БСА ФИАН на частоте 111 МГц проводятся систематические
наблюдения большого числа радиоисточников [Власов и др., 1979]. В
последнее время наблюдаются отдельные полоски неба шириной около 7о,
расположенные на различных склонениях. Такие наблюдения проводились и в
период 19 - 21 ноября 2003 г. Наиболее интересной особенностью данных
наблюдений были заметная переменность в состоянии ионосферы,
проявившаяся в динамике ионосферных мерцаний. Спокойный период
продолжался несколько дней до 19 ноября включительно. 20 ноября были
зарегистрированы необычно сильные и высокочастотные ионосферные мерцания
для всех наблюдавшихся в этот день источников. Ионосферное происхождение
этих мерцаний не вызывает сомнений, поскольку сильные флуктуации
регистрировались и для источников достаточно больших угловых размеров,
которые на неоднородностях солнечного ветра не мерцают. Ионосферные
мерцания были настолько мощными, что выделить на их фоне межпланетные
мерцания не представлялось возможным. Сильные высокочастотные
ионосферные мерцания начались примерно в 15.00 UT. К 21 ноября
ионосферные мерцания перешли в режим, соответствующий слабо возмущенному
состоянию ионосферы. На рис.28а,б,в приведен пример суточной динамики
ионосферных мерцаний для радиоисточника Кассиопея, который из-за больших
угловых размеров на межпланетной среде не мерцает. Из рис.28а,б,в видно
как спокойное состояние 19 ноября (Рис.28а) сменилось 20 ноября сильно
возмущенным состоянием с высокочастотными насыщенными мерцаниями
(Рис.28б) с последующим переходом в слабо возмущенный режим со
сравнительно медленными, слабыми мерцаниями 21 ноября (Рис.28в).
Если пространственный спектр турбулентности ионосферной плазмы
имеет степенной вид в достаточно широком диапазоне масштабов [Crane,
1977; Yeh and Liu, 1982], а мерцания слабые, так что индекс мерцаний
(относительная глубина модуляции) m = (<(I2 >/2 )1/2 << 1, то
наибольший вклад во флуктуации интенсивности просвечивающих радиоволн
вносят неоднородности с масштабами, близкими к размеру первой зоны
Френеля lF ( ((z)1/2 , где (- длина волны, z - расстояние от
наблюдателя до эффективно рассеивающего слоя. Для высот, соответствующих
максимуму F-слоя ионосферы (z ( 300 км) при ( = 3(102 см значение lF
составляет (5-6) ( 104 см. При типичных скоростях движения
неоднородностей ионосферы v ( 104 см/с характерные времена слабых
ионосферных мерцаний, что хорошо известно из многочисленных наблюдений,
составляют примерно 5-6 с. Наблюдавшиеся в сильно возмущенный период
мерцания оказываются значительно более короткопериодическими, их периоды
почти на порядок меньше, чем для спокойной или слабо возмущенной
ионосферы, а значение индекса мерцаний близко к 1, m ( 1. Такие
особенности характерны для перехода мерцаний в режим насыщения, при
котором преобладающими становятся интерференционные эффекты, а спектр
мерцаний расширяется в сторону высоких флуктуационных частот.
Развитие магнитосферного возмущения 20 ноября 2003г.
сопровождалось возбуждением геоиндуктированных токов (ГИТ) в линиях
электропередач, расположенных в авроральной и субавроральной зонах. На
рис.29 представлены магнитограмма обсерватории Ловозеро (геомагнитные
координаты: 64.17, 115.3) и запись тока в нейтрали автотрансформатора
330 кВ подстанции ? 204 ЦЭС Колэнерго, вблизи г. Апатиты. Первое
значительное усиление ГИТ отмечено во время развития резкого всплеска
магнитного поля (очевидно связанного со скачком динамического давления
солнечного ветра - рис.16) в ~08.00 UT. В дальнейшем усиления ГИТ
наблюдались при развитии активизаций на фоне восточного джета от 09 до
11 и от 12 до 13 UT. После 13 UT над Кольским полуостровом развивается
западный электроджет, при этом отмечается ряд интенсификаций. Усиление
джета в 14.30 сопровождалось всплеском пульсаций типа Pi2, при этом
вариации ГИТ достигали амплитуды 10 А в 15.00 UT. По магнитограммам
авроральных станций можно предположить, что над Скандинавией и Кольским
полуостровом формировались локальные токовые вихри, определяемые,
вероятно, сложной структурой высыпаний. После 16 UT область западного
электроджета расширяется к югу, в 16.50 UT бухта в H-компоненте в
Ловозеро достигает своего минимального значения -2050 нТл, а D-
компонента +1800 нТл. При этом зафиксировано значение ГИТ порядка 12 А
в 16.53 UT. Скорость изменения горизонтальной компоненты магнитного
поля по данным Ловозеро составила примерно 300 нТл/мин. Зафиксированные
в данном событии значения токов в глухозаземленной нейтрали
автотрансформатора не повлекли за собой развития аварийных ситуаций, в
отличии от события 29 октября 2003г., когда произошло аварийное
отключение на подстанции ? 202 (г.Оленегорск) в 06.12.49 UT,
связанное с быстрым (300 - 1000 нТл/мин.) развитием токовой системы в
момент SC.

Выводы

Таким образом, приведенный краткий обзор основных отечественных и
зарубежных экспериментальных данных, полученных в период сильнейшей
магнитной бури с Dst = -472 нТ 20 ноября 2003 г., показал, что этот
период характеризовался сравнительно слабой (по сравнению с предыдущим
оборотом Солнца 20 октября - 4 ноября 2003 г.) вспышечной активностью.
Тем не менее, в межпланетной среде наблюдалось сильнейшее возмущение,
которое, по-видимому, образовалось в результате взаимодействия 2 или 3
магнитных облаков, порожденных серией солнечных вспышек и выбросов
корональной массы 18 ноября 2003г. Это возмущение содержало в себе очень
высокую напряженность межпланетного магнитного поля (~ 55 нТ), при этом
южная компонента ММП на орбите Земли в течение 3 часов была ниже -40 нТ,
что создало экстремальное по величине электрическое поле солнечного
ветра и привело ко второй (после бури 13 марта 1989г. с Dst = -589 нТ)
сильнейшей магнитной бури за всю историю наблюдения Dst индекса с 1957г.
Есть основания ожидать, что результаты исследований магнитных бурь
октября-ноября 2003 года приведут к переоценке роли прямого воздействия
электрического поля солнечного ветра на возмущения в магнитосфере, в
авроральной зоне и сдвиг ее экваториальной границы к экватору, в
средние широты.
Предварительный анализ состояния магнитосферы в этот исключительный
по активности период показал, что реакция магнитосферы и ионосферы на
внешнее воздействие отличалась сложностью динамических процессов и рядом
характерных особенностей, изучение которых будет продолжено в
последующей работе, как в рамках сложившейся кооперации научных
коллективов, так и в отдельных исследованиях.


Благодарности


Проведенный анализ не мог быть осуществлен без возможности
использования измерений ряда международных научных проектов и баз
данных, и авторы выражают признательность всем группам, данные которых
были использованы при подготовке этой публикации, и прежде всего,
экспериментальным группам проектов SOHO, GOES, ACE, WIND и наземным
обсерваториям, а также всем лицам и организациям, предоставившим данные.

Работа выполнена при частичной поддержке Российского фонда
фундаментальных исследований (коды проектов 02-02-16201, 02-02-16430, 02-
02-17272, 03-02-16049, 03-02-16591, 03-05-64744, 04-02-16736, 04-02-
16131, 04-02-17332) и Министерства образования и науки РФ (гранты
40.022.1.1.1105), а также Программы "Нестационарные процессы в
астрономии" РАН, Программы ОФН РАН ?18 "Солнечный ветер: генерация и
взаимодействие с Землей и другими планетами» ", "Университеты России"
(грант 1877-04), INTAS 00-0543, 03-51-3738, 03-51-6206 и грантов ? НШ-
272.2003.5, НШ 477.2003.2, НШ 1455.2003.2, НШ 2046.2003.2
государственной поддержки ведущих научных школ РФ, а также Slovak VEGA
grant agency, project 4064.








































СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ


- Веселовский И.С., Панасюк М.И., Авдюшин С.И., Базилевская Г.А., Белов
А.В.,Богачев С.А., Богод В.М., Богомолов А.В., Ботмер Ф., Боярчук К.А.,
Бугаенко О.И., Вашенюк Э.В., Власов В.И., Гнездилов А.А., Горгуца Р.В.,
Гречнев В.В., Денисов Ю.И., Дмитриев А.В., Драйер М., Ермолаев Ю.И.,
Ерошенко Е.А., Житник И.А., Жуков А.Н., Застенкер Г.Н., Зеленый Л.М.,
Зельдович М.А., Иванов-Холодный Г.С., Игнатьев А.П., Ишков В.Н., Коломийцев
О.П., Крашенинников И.В., Кудела К., Кужевский Б.М., Кузин С.В., Кузнецов
В.Д., Кузнецов С.Н., Курт В.Г., Лазутин Л.Л., Лещенко Л.Н., Литвак М.Л.,
Логачев Ю.И., Лоуренс Г., Маркеев А.К., Махмутов В.С., Митрофанов А.В.,
Митрофанов И.Г., Морозов О.В., Мягкова И.Н., Нусинов А.А., Опарин С.Н.,
Панасенко О.А., Перцов А.А., Петрукович А.А., Подорольский А.Н., Ромашец
Е.П., Свертилов С.И., Свидский П.М., Свиржевская А.К., Свиржевский Н.С.,
Слемзин В.А., Смит З., Собельман И.И., Соболев Д.Е., Стожков Ю.И., Суворова
А.В., Суходрев Н.К., Тиндо И.П., Тохчукова С.Х., Фомичев В.В., Чашей И.В.,
Черток И.М., Шишов В.И., Юшков Б.Ю., Яковчук О.С., Янке В.Г. Солнечные и
гелиосферные явления в октябре-ноябре 2003г.: Причины и следствия //
Космические Исследования. Т.42. ? 5. 2004. (в печати)
- В.М.Богод, Г.Н. Жеканис, М.Г. Мингалиев, С.Х. Тохчукова.
Многоазимутальный режим наблюдений на Южном секторе РАТАН-600 с
Перископическим отражателем", //Радиофизика, Т. XLVII, ?4, С. 255-266.
2004,
- Власов В.И., Чашей И.В., Шишов В.И., Шишова Т.Д. Межпланетная плазма
по радиоастрономическим данным // Геомагн. и Аэрон. Т. 19, С. 401-424.
1979.
- Горелый К.И., Карачиев В.Д., Иевенко И.Б., Алексеев В.Н., Михалев А.В.,
Белецкий А.Б. Одновременные оптические наблюдения большой магнитной бури 31
марта 2001 г. в Москве, Восточной Сибири и Якутии. // Солнечно-земная
физика., вып.2(115). С. 265-266. 2002.
- Дегтярев В.И., Михалев А.В., Jiyao Xu. Вариации свечения ночного неба в
Восточной Сибири в период магнитной бури 31 марта - 4 апреля 2001 г. //
Оптика атмосферы и океана. Т.16. N. 5-6. C.552-556. 2003.
- Ермолаев Ю.И., Застенкер Г.Н., Николаева Н.С. Реакция магнитосферы
Земли на события в солнечном ветре по данным проекта ИНТЕРБОЛ // Космич.
Исслед. Т.38. N 6. C.563. 2000.
- Ермолаев Ю.И., Ермолаев М.Ю. О некоторых статистических взаимосвязях
солнечных, межпланетных и геомагнитосферных возмущений в период 1976-2000
годов. 3 // Космич. Исслед. Т.41. ? 6. С.539. 2003.
- Митрофанов И.Г., Литвак М.Л., Козырев А.С., Санин А.Б., Третьяков В.И.,
Бойнтон У.В., Шинохара К., Хамара Д., Саундерс С., Дрейк Д. Поиск воды в
грунте Марса по даным глобального картографирования потоков нейтронов
российским прибором ХЕНД на борту поекта НАСА 2001 Mars Odyssey. // Астрон.
вестн. Т.37. ?5. С.400-412. 2003.
- Михалев А.В. Некоторые особенности наблюдений среднеширотных сияний и
возмущений эмиссий верхней атмосферы во время магнитных бурь в регионе
Восточной Сибири.// Оптика атмосферы и океана. Т. 14. N10.С. 970-973.
2001.
- Ораевский В.Н., Собельман И.И. Комплексные исследования активности
Солнца на спутнике КОРОНАС-Ф // Письма в Астрон. журн. Т. 28. С. 457-467.
2002.
- Панасюк М.И., Кузнецов С.Н., Лазутин Л.Л., Авдюшин С.И. Алексеев И.И.,
Аммосов П.П., Антонова А.Е., Баишев Д.Г., Беленькая Е.С., Белецкий А.Б.,
Белов А.В., Бенгин В.В., Бобровников С.Ю., Бондаренко В.А., Боярчук К.А.,
Веселовский И.С, Вьюшкова Т.Ю., Гаврильева Г.А., Гайдаш С.П., Гинзбург
Е.А., Денисов Ю.И., Дмитриев А.В., Зеленый Л.М., Иванов-Холодный Г.С.,
Калегаев В.В., Канониди Х.Д., Клейменова Н.Г., Козырева О.В., Коломийцев
О.П., Крашенинников И.А., Криволуцкий А.А., Кропоткин А.П., Куминов А.А.,
Лещенко Л.Н., Марьин Б.В., Митрикас В.Г., Михалев А.В., Муллаяров В.А.,
Муравьева Е.А., Мягкова И.Н., Петров В.М., Петрукович А.А., Подорольский
А.Н., Пудовкин М.И., Самсонов С.Н., Сахаров Я.А., Свидский П.М., Соколов
В.Д., Соловьев С.И., Сосновец Э.Н., Старостин Л.И., Тверская Л.В., Тельцов
М.В., Трошичев О.А., Цетлин В.В., Юшков Б.Ю. Магнитные бури в октябре 2003
года // Космические Исследования. Т.42. ? 5. 2004. (в печати)
- Петрукович А.А., Климов С. И. Использование измерений солнечного ветра
для анализа и прогноза геомагнитной активности // Космич.исслед. Т.38. ? 5.
C.463. 2000.
- Соболев И. Солнечная буря: почти без потерь // Новости космонавтики. T
14. ?1, 64. 2004
- Руководство URSI по интерпретации и обработке ионограмм. Пер. с англ.
Под ред. Медниковой Н.В., М.: «Наука», 342 с., 1977.
- Черток И.М., Гречнев В.В. Крупномасштабная активность в солнечных
эруптивных событиях октября-ноября 2003 г. по данным SOHO/EIT, 2004, в
печати

- Atlas of Ionograms. Report UAG-10, Ed. Shapley A.H., 268 p., 1970.
- Baisultanova L., Belov A., Yanke V.. Magnetospheric effect of cosmic
rays within the different phases of magnetic storms. // Proc 24-th ICRC. V.
4. P.1090-1094. 1995.
- Bogod V.M., Tokhchukova S.Kh. Peculiarities of the Microwave Emission
from Active Regions Generating Intense Solar Flares// Astronomy Letter. V.
29, P.263-273. 2003.
- Bogod V.M., Grebinskij A., Garaimov V., Urpo S., Fu Q.I., Zhang H. Pre-
and post- flare evolution of AR 8038 on May 9-14, 1997, with Metsahovy-
RATAN-BAO spectrаl microwave observations// Bull.Spec. Astrophys. Obs. N
47. 5-16. 1998.

- Bothmer V., Veselovsky I.S., Dmitriev A.V., Zhukov A.N., Cargill P.,
Romashets E.P., Yakovchouk O. Soalr and heliospheric reasons for
geomagnetic perturbations during the growth phase of the solar cycle 23.//
Solar System Research. V.36. P.498-505. 2002.

- Brueckner G. E., Howard R.A., Koomen M.J., Korendyke C.M., Michels
D.J., Moses J.D., Socker D.G., Dere K.P., Lamy P.L., Llebaria A., Bout
M.V., Schwenn R., Simnett G.M., Bedford D.K., Eyles C.J. The Large Angle
Spectroscopic Coronagraph (LASCO)// Solar Phys. V. 162. P. 357-402. 1995.
- Cole D.G.Space weather: its effects and predictability // Space Science
Reviews. V.107. N 1-2. P. 295-302. 2003.
- Crane R.K. Ionospheric scintillation // Proc. IEEE, V.65, P.180-199.
1977.
Crooker N.U. Solar and Heliospheric Geoeffective Disturbances //J.
Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, V. 62, N 12. P. 1071. 2000.
- Daglis I. A., Kozyra J. U., Kamide Y., Vassiliadis D., Sharma A. S.,
Liemohn M. W.,
Gonzalez W. D., Tsurutani B. T., Lu G. Intense space storms: Critical
issues and open disputes // Journal of Geophysical Research V. 108(A5),
1208, doi:10.1029/2002JA009722, 2003.
- Echer, E.; Gonzalez, W. D. Geoeffectiveness of interplanetary shocks,
magnetic clouds, sector boundary crossings and their combined occurrence //
Geophysical Research Letters. V. 31 N 9 2004.
- Gajdanskij V.I., Karpenko A.L., Krasheninnikov I.V., Manaenkova N.I.,
Silvestrov S.V., Smirnov A.A. The Base Network Digital Ionospheric Station
"PARUS" // XXVth General Assembly of the international union of radio
science, Abstracts, P. 360, 1996.
- Gonzalez, W. D., Tsurutani B. T., Clua de Gonzalez A. L. Interplanetary
origion of geomagnetic storms// Space Science Review 88, 529, 1999.
- Gonzalez W. D., Dal Lago A., ClЗa de Gonzalez A. L., Vieira L. E. A.,
Tsurutani B. T. Prediction of peak-Dst from halo CME/magnetic cloud-speed
observations //Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics V. 66.
N 2. P. 161-165. 2004.
- Lopez R.E., Baker D.N., Allen J. Sun Unleashes Halloween Storm// Eos.
V. 85. No. 11. P. 105. 16 March 2004.
- Lyatsky W., Tan A. Solar wind disturbances responsible for geomagnetic
storms // J. Geophys. Res., 108(A3), 1134, doi:10.1029/2001JA005057, 2003.
- Maltsev Y.P. Points of controversy in the study of magnetic storms, //
Space Science Reviews 110 (3-4): 227-277, 2004.

- Miyoka Hiroshi, Hirasava Takeo, Yumoto Kiyhumi, Tanaka Yoshito. Low
latitude aurorale on Octobre 21, 1989. I. // Proc. Jap. Acad.B. V.66. N3.
P. 47-51. 1990.
- Petrukovich A.A., Rusanov A.A. AL index dependence on the solar wind
input revisited // Adv.Space.Sci, 2004 (in press).
- Rassoul, H. K., Rohrbaugh R. P., Tinsley B. A., Slater D.W.
Spectrometric and photometric observations of low-latitude aurorae. // J.
Geophys. Res. V. 98. No. A5. P. 7695-7709. 1993.
- Richardson I. G., Cane H. V. Regions of abnormally low proton
temperature in the solar wind (1965-1991) and their association with ejecta
// J.Geophys.Res. V. 100. P.23397. 1995.
- Richardson I. G., Cliver E. W., Cane H. V. Sources of geomagnetic
storms for solar minimum and maximum conditions during 1972-2000 //
Geophys. Res. Lett. V. 28 P. 2569. 2001.
- Space Weather, Ed. by Paul Song, Howard J. Singer, and George L.
Siscoe, Geophysical Monograph Series 125. 2001.
- Tanaka H., Enome S. The microwave structure of coronal condensations
and its relation to proton flares // Solar Phys. V.40, P.123-131. 1975.
- The Second Solar Cycle and Space Weather Euroconference, ESA SP-477,
2002.
- Tokhchukova S.Kh., Bogod V.M. Detection of the Long-Term Microwave
"Darkening" Before the 14 July 2000 Flare // Solar Physics. V.212, N 1. P.
99-109. 2003.
- Usmanov A.V., Goldstein M.L., Farrell W.M. A View of the Inner
Heliosphere During the May 10-11, 1999 Low Density Anomaly // Geophysical
Research Letters, V.27, N23, P. 3765, 2000.
- Vennerstroem S. Interplanetary sources of magnetic storms: A
statistical study, // J.Geophys.Res. V.106. P.29175. 2001.
- Webb, D., Allen J. Spacecraft and Ground Anomalies Related to the
October-November 2003 Solar Activity// Space Weather, 2, S03008,
doi:10.1029/2004SW000075. 2004.
- Woods, T. N., Eparvier F. G., Fontenla J., Harder J., Kopp G.,
McClintock W. E., Rottman G., Smiley B., Snow M. Solar irradiance
variability during the October 2003 solar storm period// Geophys. Res.
Lett., 31, L10802, doi:10.1029/2004GL019571. 2004.
- Yeh K.C., Liu C.H., Radio wave scintillation in the ionosphere // Proc.
IEEE, V.70, P.324-359. 1982,
- Zhitnik I.A., Bougaenko O.I., DelaboudiniХre J.-P. et al. SPIRIT X-
ray telescope/spectroheliometer results // Proc. of the 10th European Solar
Physics Meeting, ESA SP. V. 506, 915-918. 2002.





ПОДПИСИ К РИСУНКАМ
Рис.1. Последовательность солнечных и наземных измерений в октябре-ноябре
2003 г.
Верхняя и средняя панели: Кр и Dst индексы (синие и красные линии
указывают границы умеренных и сильных магнитных бурь).
Нижняя панель: рентгеновское излучение по измерениям спутника GOES-12
(буквами и цветными линиями показаны классы вспышек). Для некоторых
вспышек показаны рентгеновский класс вспышки, положение (S - южное, N-
северное, E - восточное, W- западное полушарие, градусы) и номер активной
области.
Рис. 2. Н-альфа гелиограммы события 18 ноября 2003 г. по данным
обсерватории Канзелхое, иллюстрирующие исчезновение волокна (F),
явившееся источником крупного ВКМ типа гало, и последующее образование
светящейся двухленточной структуры.
Рис. 3. Радиоизлучение в событии 18 ноября 2003 г. по данным обсерватории
ИЗМИРАН: вверху - динамический спектр метрового радиоизлучения с группами
всплесков III типа и гармоническим всплеском II типа; внизу - временной
профиль микроволнового радиоизлучения на частоте 3 ГГц.
Рис. 4. ВКМ, зарегистрированные 18 ноября 2003 г. при помощи коронографа
SOHO/LASCO/C2.

Рис.5. Примеры изображений Солнца в диапазонах 175 и 304 Е, полученные
телескопом СПИРИТ во время вспышек 18 ноября 2003 г.

Рис. 6. Структура диммингов в активной области 10501 после ВКМ.

Рис.7. Моменты наблюдений на РАТАН-600 (вертикальные серые линии) на
временной последовательности активности Солнца в рентгеновском диапазоне
(данные GOES)
Рис.8. Динамика поляризованного излучения АО 10501 со дня появления на
диске 13 ноября по 16 ноября на волне 1.83 см
Рис.9. Регистрация момента вспышки М 4.2 17 ноября 2003г. в одномерном
скане интенсивности и круговой поляризации на волне 1.83 см
Рис.10. Динамика поляризованного излучения АО 10501на волне 1.83 см и
оптической магнитной структуры в период 18 - 20 ноября 2003г.
Рис.11. Динамика микроволнового излучения на волне 1.83 см в
предшествующие интервалы времени для двух событий 4 и 20 ноября 2003г.
а) Динамика активной области АО10486 б) Динамика АО 10501. На верхних
рисунках отмечено уменьшение радиояркости в каналах интенсивности. На
нижних рисунках показаны изменения в каналах поляризации (со сменой
знака) указывающие на магнитную перестройку в нижней короне.
Рис.12. Жесткое рентгеновское и гамма-излучение, зарегистрированное
прибором СОНГ 17.11.2003.
Рис.13. Жесткое рентгеновское излучение, зарегистрированное прибором СОНГ
18.11.2003.
Рис. 14. Жесткое рентгеновское и гамма-излучение, зарегистрированное
прибором СОНГ 20.11.2003.
Рис.15. Параметры межпланетной среды по измерениям в ноябре 2003г. на КА
АСЕ (см. текст), дополняющие геомагнитные индексы и рентгеновские
измерения на рис.1.
Рис.16. Параметры солнечного ветра и ММП и геомагнитные индексы для 17-23
ноября 2003г. (событие APEV-442 из базы данных
http://alpha.simp.msu.ru/apev/2003.htm)
Рис.17. Временной ход параметров прибора HEND на искусственном спутнике
Марса Odyssey 20-24 ноября 2003г.
Рис. 18. Солнечные энергичные частицы по данным КОРОНАС-Ф и АСЕ и
параметры межпланетной среды по данным АСЕ.
Рис 19. 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 (с часовым усреднением) для
20-22 ноября 2003 г.
Рис.20. Магнитограммы обсерватории ИЗМИРАН 20-21 ноября 2003г
Рис. 21. Временной ход Dst и Кр индексов и общий вид поведения
атмосферной эмиссии 630 нм в геофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН для
магнитной бури 20 ноября 2003г..
Рис.22. Поведение атмосферных эмиссий атомарного кислорода 558 и 630 нм
во время среднеширотного сияния 20 ноября 2003 г.
Рис. 23. Профили радиационных поясов полученные на близких долготах 19
ноября (штриховые линии) до бури и 21 ноября (сплошные линии) после бури.
Рис. 24. Скорости счета нейтронного монитора в обсерватории Апатиты за
период с 26 октября до конца ноября 2003г.

Рис. 25. Неисправленные(а) и исправленные на магнитосферный эффект (б)
вариации КЛ, зарегистрированные среднеширотными нейтронными мониторами
ст. Афины (Athn) и Потчефстром (Ptfm) вместе с вариациями на
высокоширотных мониторах ст. Апатиты (Apty) и МакМёрдо (Mcmd).

Рис. 26. Пример широтного распределения изменений жесткости геомагнитного
обрезания в различных пунктах в 20-й час 20 ноября 2003г., когда Dst-
индекс опускался до -472 нТл.

Рис.27. Ряд последовательных ионограмм (1) - (24), снятых в период с
15.30 LT 20 ноября по 02.30 LT 21 ноября на обсерватории Москва (ИЗМИРАН)
Рис.28. Фрагменты записи (интенсивность в зависимости от времени)
радиоисточника Кассиопея в 16-ти лучах антенны БСА.
Угловое расстояние между соседними лучами (диаграммами направленности
антенны по склонению) составляет ( 25 угловых минут. Плавные кривые
соответствуют диаграмме антенны, а быстрые флуктуации на их фоне -
ионосферные мерцания. Расстояние между вертикальными линиями
соответствует интервалу времени 1 минута.
Рис.29. Магнитограмма (Н-компонента), полученная в обсерватории Ловозеро
20 ноября2004 г. и результат измерения вариаций тока в нейтрали
автотрансформатора 330 кВ подстанции ? 204 ЦЭС Колэнерго, г. Апатиты

Таблица. События для периода 13-20 ноября 2003 г.
|11.13 0454-0506 |Вспышка M1.6, АО 10501 |
|11.13 0903-1002 |Вспышка M1.4, АО 10501 |
|11.17 0128-0139 |Вспышка M1.2 |
|11.17 0855-0919 |Вспышка M4.2, S01E33, АО 10501 |
|11.18 0134-0142 |Вспышка M1.8, АО 10501 |
|11.18 0723-0806 |Эрупция крупного волокна к югу и |
| |юго-западу от АО 10501(N00E18). Вспышка|
| |M3.2. |
|11.18 0812-0859 |Вспышка M3.9, N00E18, АО 10501 |
|11.18 0923-1101 |Вспышка M4.5 S13E89, АО 10508 |
|11.19 0355-0406 |Вспышка M1.7, N01E06, АО 10501 |
|11.20 0147-0228 |Вспышка M1.4, N03W08, АО 10501 |
|11.20 0735-0753 |Вспышка M9.6, N03W12, АО 10501 |
|11.20 09?? |SEP > 1,5,10 MeV |
|11.20 1600-2000 |Kp=9- |
|11.20 20.00 |Dst=-472, dT=58ч, V=700км/с (dT=40ч, |
| |V=1040км/с) |
|11.20 2342-2358 |Вспышка M5.8, N02W17, АО 10501 |