Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 4, стр. 518-527

1. ВВЕДЕНИЕ

С повышением качества и доступности современных фотоаппаратов, число любителей фотографировать полярные сияния неуклонно растет. Вооруженные высокочувствительными камерами и существующими сервисами по прогнозированию авроральных активизаций, в последнее время, фотографы любители все чаще и чаще стали сообщать о регистрации необычного типа полярных сияний. На фотографиях, полученных на субароральных широтах, демонстрировалась узкая и вытянутая лента свечения (десятки километров в направлении север-юг и тысячи километров в направлении восток-запад) лилового оттенка простирающаяся с востока на запад и часто сопровождаемая зелеными образованиями, в виде штакетника (в оригинале “Picket fence”, далее PF). Новое явление, по началу, перепутанное с протонными сияниями, получила шуточное название Steve в честь одного из персонажей мультфильма. Вслед за первооткрывателями (фотографами-любителями), вопросами происхождения доселе неизученного свечения занялись специалисты в области полярных сияний. Они сразу определили, что узкая лента свечения не связана с высыпанием протонов. Далее, был сделан вывод, что новое свечение вовсе не связано с высыпанием частиц, а вызвано сильным повышением скорости теплового излучения (Strong Thermal Emission Velocity Enhancement).

Так, в первой научной работе, посвященной этому явлению, название Steve превратилось в бэкроним STEVE [MacDonald et al., 2018]. Тут нужно отметить, что это природное явление, по всей вероятности, носит регулярный характер и могло быть зарегистрировано гораздо раньше, чем в наши дни. В работе [Hunnekuhl, MacDonald, 2020], посвященной пионеру изучения полярных сияний Карлу Штёрмеру (Carl Størmer), авторы отмечают, что еще в 1930-х гг. Штёрмер и его команда наблюдали отдельный вид субавроральных дуг, существующих экваториальнее активных полярных сияний и даже смогли определить высоту этих дуг, сильно превышавшую высоту обычных полярных сияний.

В работах 1960‒70-х гг., посвященных SAR (Stable auroral red)-дугам, например, [Barbier, 1960; Schaeffer and Jacka, 1971] так же отмечаются редкие случаи кратковременного усиления зеленой эмиссии в пределах границ красных дуг. В работе [Hoch et al., 1971] сообщалось, что полоса в эмиссии 557.7 нм наблюдалась на широтах SAR-дуги на протяжении ~50 мин, что как выяснилось позже, является характерным временем жизни STEVE. В наблюдениях субаврорального свечения, регулярно проводимых в ИКФИА, так же, иногда регистрировалось кратковременное усиление зеленой эмиссии в виде узкой полосы на широтах SAR-дуги. Тем не менее, статья [MacDonald et al., 2018] является первой научной работой в которой был предложен общепринятый сейчас термин STEVE. В этой работе с привлечением наземной оптической аппаратуры и спутников Swarm Европейского космического агентства, авторы предположили, что новый вид субаврорального свечения является оптическим проявлением SAID (Subauroral Ion Drift) [Spiro et al., 1979] (в российско-советской номенклатуре, это явление имеет свой термин – Поляризационный джет [Galpperin et al., 1974; Степанов и др., 2017, монография]).

В работе [Gallardo–Lacourt et al., 2018] посвященной вопросам происхождения этого явления, авторы, сопоставив наземные наблюдения с пролетами спутника POES-17 пришли к выводу, что STEVE не связан с высыпаниями частиц. Дальнейшие исследования [Archer et al., 2019] на основе анализа нескольких событий, подтвердили гипотезу MacDonald и показали, что STEVE является сигнатурой чрезвычайно интенсивных SAID. Там же, авторы отметили MLT сектор наибольшей вероятности появления STEVE с 22 до 02 MLT. В работе [Gallardo–Lacourt et al., 2018] посвященной статистическому анализу явления, было показано, что STEVE появляется на субавроральных широтах примерно через 1 ч после начала суббури в конце фазы развития. Широтная протяженность STEVE составляет ~20 км, долготная ~2000 км. Средняя продолжительность явления составляет ~1 ч в течение которой STEVE смещается на ~50 км к экватору относительно своего первоначального местоположения.

Основной спектральной характеристикой STEVE, отличающего его от обычных сияний, является подъем континуума на всех длинах волн в диапазоне 400–700 нм с локальным усилением эмиссии 630.0 нм [OI] [Gillies et al., 2019; Harding, et al., 2020]. Усиление красной линии, свидетельствует о высоте свечения ≥200 км. В работе [MacDonald et al., 2018] высота STEVE была измерена в диапазоне 170‒230 км. В работе [Liang et al., 2019] была измерена высота двухслойного STEVE, авторы делают вывод, что основным источником яркости STEVE, является усиление континуума. В полосе, располагавшейся на высоте ≤150 км усиления красной линии не наблюдалось. В полосе, располагавшейся выше (~250 км) наблюдалось значительное повышение интенсивности красной эмиссии.

Как писалось выше, STEVE часто сопровождает PF. В работе [Archer et al., 2019] авторы, сопоставив любительские фотографии, сделанные из разных точек, сообщают, что высота PF составляет 95‒150 км, тогда как STEVE наблюдается на высотах 130‒270 км. Авторы предполагают, что PF и STEVE развиваются на очень близких или даже одинаковых силовых линиях.

Еще одной важной характеристикой субавроральной области являются SAR-дуги. Это субвизуальные, монохроматические дуги, отображающие плазмопаузу, являющиеся следствием взаимодействия внешней плазмосферы с кольцевым током [Cole, 1965]. Исследования в ИКФИА показали [Иевенко, 1993, 1995, 1999], что SAR-дуги появляются и/или уярчаются на фазе расширения суббурь. Формирование SAR-дуг начинается в области экваториальной границы диффузного сияния (ДС). В случае длительной суббуревой активности SAR-дуга отделяется от ДС и движется в экваториальном направлении.

Несмотря на огромный интерес к новому явлению, практически во всех работах, посвященных STEVE, авторы признаются, что накопленного наблюдательного материала недостаточно для полного описания и понимания явления. Дальнейшее изучение, которого, приведет к более полному пониманию физики магнитосферно-ионосферного взаимодействия.

К сожалению, в настоящее время в российских научных журналах нет ни одной статьи посвященной проблеме STEVE. По всей вероятности, представленная статья является первой научной работой с результатами инструментальных наблюдений этого явления в России. В первую очередь, целью данной работы, является привлечение внимания отечественного читателя к прежде не изученному явлению в субавроральном свечении. В статье анализируются оптические данные регистрации STEVE в окрестности зенита станции наблюдений. Рассмотрены динамические, пространственные и спектральные характеристики свечения.

2. АППАРАТУРА И МЕТОДЫ АНАЛИЗА ДАННЫХ НАБЛЮДЕНИЙ

Наблюдения проводились на оптической ст. Маймага ИКФИА СО РАН (географическая широта 63° N, долгота 130° E). Исправленные геомагнитные координаты станции равны 58° N и 202° E на эпоху 2015 г. Полночь магнитного локального времени (MLT) соответствует 00:50 LT или 15:50 UT. Регистрация свечения осуществлялась с помощью CCD камеры всего неба “Keo Sentry”, изготовленной фирмой “Keo Scientific Ltd.” (Канада). Камера имеет CCD прибор PI Acton ProEM 1024B и укомплектована шестью интерференционными светофильтрами с полушириной пропускания 2 нм. Фильтры центрированы на длины волн 557.7 и 630.0 [OI], 470.9 $({\text{N}}_{2}^{ + }),$ 486.1 (H_β), 620.0 (континуум), 480.0 (континуум) нм.

Данные камеры всего неба представлены в этой работе в виде снимков в режиме автоконтраста и кеограмм в проекции на поверхность Земли для высоты свечения 190 км (методология определения высоты описана в разделе “Взаимное расположение STEVE и Picket fence. Высота STEVE”). Кеограммы были построены в исправленных геомагнитных координатах (CGMLat) на основе моделей геомагнитного поля DGRF/IGRF (https://omniweb.sci.gsfc.nasa.gov/vitmo/cgm.html). Эта же модель, была использована при вычислении угла наклона силовой линии в окрестности станции наблюдений. При построении кеограмм, от значений интенсивностей, полученных через эмиссионные фильтры, отнимались значения фоновых (для эмиссий 470.9 и 486.1 фоновым являлся канал 480.0 нм; для 557.7 и 630.0 нм, фон 620.0 нм).

3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ

Рассматриваемое событие происходило в предполуночном секторе MLT и не являлось стационарным, уровень магнитной активности в анализируемый период был высок (Kp = 5 – в интервале 12‒15 UT). Суббури происходили до и после рассмотренного периода. Возникновению PF и STEVE предшествовала кратковременная, узкая протонная дуга, наблюдавшаяся в зените станции наблюдений и сопровождаемая геомагнитными пульсациями диапазона Рс1 [Parnikov et al., 2020]. SAR-дуга, возникшая в результате предшествующих суббурь наблюдалась с ~11 UT, почти с самого начала наблюдений.

На рисунке 1 представлены данные среднеширотных магнитных станций 1 марта 2017 г. Станции подбирались таким образом, чтобы можно было определить положение центра начала развития суббури в ~12:45 UT, которая предшествовала наблюдениям STEVE. Знак и амплитуда вариаций компонент X и Y указывают на то, что центр этой суббуревой активизации находится восточнее Маймаги, в вечернем секторе MLT, в окрестности магнитного меридиана Магадана с последующим расширением на запад.

Рис. 1.

Магнитограммы среднеширотных станций 1 марта 2017 г. (a, б, в) – вариации X и Y-компонент на трех магнитных меридианах: Магадан (MGD), Хабаровск (KHB) и Иркутск (IRT) соответственно. На магнитограммах указаны исправленные геомагнитные координаты станций и MLT начала расширения суббури. Стрелкой указано начало фазы развития очередной суббури, предшествовавшей возникновению STEVE.

4. ДИНАМИКА И ИНТЕНСИВНОСТЬ STEVE, PF И SAR-ДУГИ

Ниже, на рисунках 2, 3 и 4 представлена широтно-долготная динамика явления. Анализируются снимки камеры всего неба, и кеограммы построенные с них, зарегистрировавшими STEVE во время наблюдений 1 марта 2017 г.

Рис. 2.

Широтная динамика STEVE, SAR-дуги и протонного сияния во время наблюдений 1 марта 2017г. (а, б) – кеограммы свечения для эмиссий 630.0 и 557.7 нм соответственно в проекции на поверхность Земли для высоты свечения 190 км. На кеограммах, Z – зенит станции наблюдений.

Рис. 3.

Снимки всего неба в разных эмиссиях в режиме автоконтраста во время наблюдений 1 марта 2017 г. Время и длины волн эмиссий указаны на снимках. Направления сторон света на кадрах: слева – запад, сверху – север.

Рис. 4.

Снимки всего неба в разных эмиссиях в режиме автоконтраста во время наблюдений 1 марта 2017 г.

На рисунке 2 представлена динамика субаврорального свечения в эмиссиях 630.0 и 557.7 нм время регистрации STEVE 1 марта 2017 г. Возникшая в результате более ранней магнитосферной активности SAR-дуга, наблюдалась в красной линии с начала рассмотренного периода. По мере усиления магнитосферной конвекции, красная дуга смещалась к экватору и в ~12:40 UT пересекла зенит станции наблюдений. Далее, произошла стабилизация широтной динамики дуги, экваториальнее зенита станции. На начало суббури в ~12:45 UT, красная дуга отреагировала резким уярчением и зигзагообразным изменением положения. По мере спада активности, дуга сместилась на север, перешла зенит станции и постепенно затухла в ~14:13 UT.

Формирование STEVE началось в 13:23 UT с возникновения неоднородностей свечения, зарегистрированных по всем каналам камеры. Неоднородности (пятна) двигались с востока на запад со скоростью ~840 м/с (рис. 3). Вытянутая вдоль широты полоса, заполненная неоднородностями, плавно двигалась в экваториальном направлении со скоростью ~45 м/с. Неоднородности возникли полярнее SAR-дуги (рис. 3). В ходе своего экваториального смещения, неоднородности догнали затухающую SAR-дугу. Ширина отдельно взятой неоднородности составляла ~80 км. По мере приближения к зениту станции, неоднородности сужались и с ~14:00 UT образовали непрерывную полосу, а затем и узкую ленту свечения шириной ~8 км. В это время увеличилась скорость экваториального смещения STEVE до ~55 м/с.

Своей кульминации (максимальной яркости и минимальной ширины) STEVE достиг в 14:20 UT (рис. 4). В виде узкой ленты свечения, STEVE просуществовал совсем не долго, ~10 мин. За это время, узкая лента сместилась в экваториальном направлении на ~30 км. К 14:30 UT, STEVE резко затухает с востока на запад. За время своего существования (~1 ч), STEVE сместился на ~190 км к экватору. До появления STEVE в эмиссии 557.7 нм в окрестности зенита станции, наблюдалась узкая протонная дуга с двумя активизациями в окрестности зенита станции в 12:45 и 13:05 UT. Так же, период регистрации STEVE, можно отметить кратковременными вспышками, в зеленой линии, идентифицируемыми на кеограммах в виде кольев полярнее зенита станции. К 14:20 UT экваториальная граница ДС достигает зенита станции наблюдений, а кратковременные вспышки в виде кольев пересекают его (рис. 2б).

За несколько минут, до начала формирования STEVE (неоднородностей, регистрируемых по всем каналам и движущихся с востока на запад) полярнее широт будущего STEVE в зеленой эмиссии возникли образования, вытянутые вдоль силовых линий, действительно напоминающие штакетник (PF). Серии PF, движущихся с востока на запад, начались в 13:21 UT, после затухания протонной дуги (рис. 3). Иногда, серии отдельных PF вытягивались в сплошной забор, ориентированный вдоль широты. PF сопровождал STEVE в ходе экваториального смещения при этом, находясь полярнее его до пересечения магнитного зенита станции (12° зенитного угла к югу). После затухания STEVE, более яркий PF, регистрировался еще ~10 мин до 14:40 UT.

На рисунке 5 представлена широтная динамика STEVE в виде кеограмм с указанием абсолютной интенсивности свечения. В отличие от рис. 2, на этом рисунке в зеленой эмиссии, максимум интенсивности был принят за 800 Рэлей для наилучшей идентификации PF. Методика построения кеограмм такова, что с интенсивностей, полученных через эмиссионные каналы, отнимаются значения, полученные через фоновые (для эмиссий 557.7 и 630.0 нм, фоновым является канал 620.0 нм; для эмиссий 486.1 и 470.9 нм, фоновым является канал 480.0 нм) поэтому широтно-яркостная динамика особенно хорошо отслеживается в фоновых эмиссиях, от которых ничего не отнимается. На кеограммах, в эмиссиях 470.9 и 486.1 нм, после вычитания фона (480.0 нм), STEVE пропадает, что свидетельствует о равномерной интенсивности свечения на длинах волн 470.9; 480.0 и 486.1 нм. В эмиссии 557.7 нм слабое свечение STEVE (единицы Рэлей) [Gillies et al., 2019]), сложно определить из-за высокой интенсивности свечения ночного неба и близости экваториальной границы ДС.

Рис. 5.

Широтная и яркостная динамика субаврорального свечения в окрестности зенита станции наблюдений (Z) в разных эмиссиях во время наблюдений 1 марта 2017 г. Обозначения осей как на рис. 2.

По фоновым каналам видно, что интенсивность неоднородностей с которых начал формироваться STEVE, а затем и широкой, непрерывной полосы в которую они слились составляла ~2–3 Рэлей. В конце своего существования с 14:20 по 14:30 UT STEVE резко сужается и его интенсивность достигает максимума в 12 Рэлей. В это же время (14:20 UT), в зеленой эмиссии наблюдалась непрерывная (сплошная) часть PF с отдельными максимумами вдоль нее. Интегральная интенсивность этой полосы с отдельными максимумами достигала 160 Рэлей (пример такой структуры хорошо виден на рис. 4).

На кеограмме в эмиссии 630.0 нм слабое свечение STEVE начало идентифицироваться только после затухания более яркой SAR-дуги.

При сравнении кеограмм в эмиссиях 620.0 и 630.0 нм, видно, что на всем временнóм интервале существования STEVE, SAR-дуга находилась экваториальнее. Так, к моменту времени 13:50 UT экваториальная граница STEVE достигла географического зенита станции. Тогда как та же граница SAR-дуги с начала рассмотренного периода вплоть до самого затухания, находилась экваториальнее зенита станции. Скорость экваториального смещения STEVE была выше чем у красной дуги и к моменту ее затухания STEVE догоняет дугу. При этом, происходит частичное перекрытие двух форм свечения, но даже к моменту затухания (14:13 UT), южная и северная границы SAR-дуги находились экваториальнее тех же границ STEVE. После затухания красной дуги, динамика и положение максимумов интенсивности STEVE в двух эмиссиях идентична, но нужно отметить, что в эмиссии 630.0 нм, границы STEVE были шире. Интенсивность STEVE в этой же эмиссии была гораздо выше интенсивности континуума и составляла ~20–30 Рэлей.

5. ВЗАИМНОЕ РАСПОЛОЖЕНИЕ STEVE И PICKET FENCE. ВЫСОТА STEVE

Как указано выше (см. Введение), PF и STEVE возникают на разных высотах. На рисунке 6 показана схема, объясняющая расхождение и схождение широтных разрезов свечения двух структур вне и в области магнитного зенита (MZ). Темно- и светло-серые кружки, обозначающие STEVE и PF соответственно, будут наблюдаться на разных зенитных углах полярнее и южнее MZ. В области MZ, обе структуры будут наблюдаться на одном зенитном угле. Рассматривая треугольник с вершинами O, S и P с заданными зенитными углами m, b1 и b2 и высотой вершины P, легко рассчитать высоту вершины S. Задав высоту свечения PF равной 110 км, мы рассчитали высоту свечения STEVE. Высота оказалась равна ~190 км.

Рис. 6.

Схема, демонстрирующая расхождение и схождение светящихся структур, протекающих на одной силовой линии, на разных высотах. h1 и h2 – высоты свечения структур (h1 < h2). a1, a2, b1 и b2 – зенитные углы, отсчитываемые с южного горизонта, на которых наблюдаются структуры. m – зенитный угол магнитного зенита, отличающийся от географического на (90 – m)°. Z и MZ – географический и магнитный зенит точки наблюдений. O, P и S – вершины треугольника, используемого для вычисления высоты STEVE.

На рисунке 7 представлен широтный разрез STEVE (620.0 и 630.0 нм) и PF (557.7 нм) в ограниченном интервале зенитных углов вдоль меридиана наблюдений. На широте станции, MZ наклонен к югу от географического на ~12°. Таким образом, зенитный угол MZ составляет ~78°. На кеограммах, построенных в зенитных углах видно (здесь не представлено), что STEVE достиг MZ в ~14:21 UT. Из этих соображений, сканы (рис. 7) были построены для моментов времени: до, во время и после пересечения STEVE и PF магнитного зенита станции. В 14:18 UT, PF находился на 1° севернее STEVE. Его интенсивность составляла ~12 Рэлей. Интенсивность STEVE в это время, в эмиссиях 620.0 и 630.0 нм была равна ~4 и ~20 Рэлей соответственно. В момент пересечения MZ (14:21 UT), профили свечения STEVE и PF совпали. Интенсивности обеих структур увеличились и достигали значений: STEVE ~9 и ~25 Рэлей в эмиссиях 620.0 и 630.0 нм, соответственно; PF ~ 85 Рэлей. После пересечения MZ в 14:25 UT, PF находится на 1° южнее STEVE. Интенсивности структур снова снизились и составляли значения: ~6 и ~22 Рэлей (620.0 и 630.0 нм, соответственно), PF ~14 Рэлей. На всех трех сканах видно, что угловые размеры STEVE на длине волны 620.0 нм и PF были примерно одинаковы. Размеры STEVE в эмиссии 630.0 нм превышали размеры той же структуры на длине волны 620.0 нм.

Рис. 7.

Широтные разрезы (сканы) свечения STEVE и PF в окрестности магнитного зенита станции наблюдений в разных эмиссиях. Время сканов и длины волн эмиссий указаны на рисунках. По горизонтальной оси отложены зенитные углы, отсчитываемые с южного горизонта. По вертикальным шкалам (слева и справа), отложены интенсивности свечения соответствующих эмиссий.

6. ОБСУЖДЕНИЕ

Выше, мы представили результаты наблюдения STEVE на субавроральной станции Маймага. Регистрация свечения осуществлялась высокочувствительной цифровой камерой всего неба, оснащенной шестью интерференционными светофильтрами с полушириной пропускания 2 нм. Рассмотренный период протекал на фоне регулярных суббуревых инжекций. В силу этого, в окрестности зенита станции произошли необычные оптические явления. Так, с самого начала рассмотренного периода, полярнее станции, наблюдалась SAR-дуга, плавно смещавшаяся в экваториальном направлении. На суббурю с началом фазы развития в ~12:45 UT красная дуга реагирует усилением интенсивности. В эмиссии 486.1 нм (H_β) в окрестности зенита станции, возникла узкая протонная полоса с двумя активизациями в ~12:45 и ~13:05 UT. Так же, как отмечено в некоторых работах, например [Gallardo-Lacourt et al., 2018; Liang et al., 2019] STEVE возникает через ~40 мин после начала фазы развития суббури, полярнее существующей SAR-дуги. При этом, в нашем случае, формирование STEVE началось с возникновения неоднородностей, двигавшихся вдоль широты в западном направлении. Неоднородности наблюдались по всем длинам волн, регистрируемым камерой. Ширина отдельно взятой неоднородности составляла ~80 км. Скорость западного смещения неоднородностей составляла ~840 м/с, что является сигнатурой SAID. По мере приближения к зениту станции, неоднородности образовали непрерывную полосу, а затем и узкую ленту свечения шириной ~8 км и имеющую максимальную яркость за все время существования структуры. В общей сложности с момента начала регистрации отдельных неоднородностей до затухания узкой ленты свечения, STEVE просуществовал ~1 ч, сместившись за это время на ~190 км к экватору. Скорость экваториального смещения неоднородностей, сплошной полосы и наконец, узкой ленты свечения росла по мере сужения с ~45 до 55 м/с.

Возникший полярнее SAR-дуги STEVE, обладал большей скоростью экваториального смещения и в ходе совместного экваториального движения, нагнал красную дугу у зенита станции наблюдений. К моменту затухания красной дуги, произошло частичное наложение широтных границ двух структур, но все же, северная и южная границы SAR-дуги были экваториальнее тех же границ STEVE.

В спектральных характеристиках STEVE, полученных в меру возможностей нашей камеры, можно отметить, следующее: Свечение в структуре присутствует на всех длинах волн, регистрируемых камерой. В фоновых эмиссиях 480.0 и 620.0 нм и вероятно, к ним можно отнести, в отсутствии ярких сияний, и эмиссии 470.9 $({\text{N}}_{2}^{ + })$ и 486.1 (H_β), свечение происходит равномерно с интенсивностью в несколько Рэлей. Максимальной яркости в ~12 Рэлей, по этим каналам, STEVE достигает в конце своего существования, когда ширина его минимальна. Интенсивность красной эмиссии [OI] (630.0 нм) в свечении STEVE гораздо выше интенсивности континуума и составляла ~20–30 Рэлей. Границы структуры в этой эмиссии шире, чем границы в остальных эмиссиях. Вероятно, это связано с инерционностью красного свечения ввиду долгого (110 с) пребывания атома кислорода в возбужденном состоянии при переходе с уровня O(¹D) на O(³Р).

В эмиссии 557.7 нм слабое свечение STEVE (единицы Рэлей) [Gillies et al., 2019], сложно определить из-за высокой интенсивности свечения ночного неба и близости экваториальной границы ДС. Хотя нужно отметить, что попадаются редкие кадры с одновременной регистрацией STEVE и PF в эмиссии 557.7 нм (здесь не представлено). В ходе экваториального смещения, STEVE сопровождал PF. Серии кратковременных PF, двигавшихся так же в западном направлении, возникли за несколько минут до появления неоднородностей, регистрируемых по всем каналам. Широтные границы STEVE и PF совпадали. Факт схождения границ двух структур в магнитном зените станции, свидетельствует о протекании этих явлений вдоль одних силовых линий. Наблюдаемый исключительно в эмиссии 557.7 нм PF имел гораздо большую интенсивность, достигавшую значений в ~160 Рэлей. Так же, можно отметить что, по всей вероятности, PF имеет непрерывную составляющую, интенсивность которой, так же, выше интенсивности свечения STEVE в области континуума. Рассчитанная высота свечения STEVE (с учетом заданной высоты свечения PF равной 110 км) оказалась равна 190 км.

Подытоживая вышесказанное, нужно отметить, что в статье представлены первые результаты анализа данных инструментальной регистрации STEVE на станции Маймага. На факт регистрации STEVE, а не любого другого субаврорального свечения, указывают спектральные и динамические характеристики свечения, а также условия возникновения явления (STEVE возник через ~40 мин после начала фазы развития суббури полярнее ранее существовавшей SAR-дуги) [MacDonald et al., 2018; Gallardo–Lacourt et al., 2018]. Резюмируя современное состояние вопроса происхождения STEVE [MacDonald et al., 2018; Archer et al., 2019 и т.д.] можно сказать, что в рассмотренном случае, свечение вызвано развившимся в поле зрения камеры SAID на фоне суббури. На это косвенно указывают скорость западного движения неоднородностей, характерная для SAID. Нагрев и последующее излучение тепловой эмиссии с равномерным подъемом интенсивности континуума происходило благодаря деятельности SAID. При этом, в нашем случае, была локально усилена эмиссия 630.0 нм [OI] обусловленная большой высотой STEVE (~190 км) и низким потенциалом возбуждения (1.96 эВ).

7. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

На основании высокочувствительных инструментальных измерений в различных эмиссионных линиях свечения атмосферы цифровой камерой всего неба явления STEVE, в окрестности зенита станции Маймага, получены следующие научные результаты:

– Спектральные и динамические характеристики, а также условия возникновения, дают основание полагать, что в период с ~13:23 по ~14:40 UT, нами был зарегистрирован STEVE. STEVE возник через ~40 мин после начала фазы развития суббури. Тепловое излучение STEVE было вызвано деятельностью SAID.

– Формирование STEVE началось с возникновения неоднородностей, регистрируемых по всем каналам камеры, двигавшихся вдоль широты с востока на запад. Скорость западного движения неоднородностей составляла ~840 м/с что, по нашему мнению, является сигнатурой SAID. Неоднородности возникли полярнее существовавшей SAR-дуги и догнали ее в ходе совместного экваториального смещения. Скорость экваториального смещения составляла ~50 м/с. По мере приближения к зениту станции, неоднородности слились в полосу, а затем и в узкую ленту свечения шириной ~8 км. В общей сложности, начиная с возникновения неоднородностей, заканчивая затуханием узкой полосы, STEVE просуществовал ~1 ч, сместившись при этом к экватору на ~190 км.

– Показано, что PF и STEVE протекают на одних силовых линиях. Рассчитанная высота свечения STEVE равна ~190 км.Интенсивность свечения STEVE в эмиссиях 486.1; 470.9; 480.0; и 620.0 нм составляла единицы Рэлей. В эмиссии 630.0 нм [OI] интенсивность составляла ~20‒ 30 Рэлей, причиной этому является низкий потенциал возбуждения и большая высота STEVE. Границы структуры в этой эмиссии были шире, чем в остальных. Это связано с инерционностью красной линии [OI].

Представленная детальная картина пространственных вариаций структур и их интенсивностей будет использована в построении физической картины развития феномена STEVE.