1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 63, № 1, 2023

Геомагнетизм и аэрономия, 2023, T. 63, № 1, стр. 112-124

Пространственно-временны́е особенности структурированных геомагнитных пульсаций Pc1

Б. И. Клайн 1, *, Н. А. Куражковская 1, **

1 Геофизическая обсерватория “Борок” – филиал Института физики Земли им. О.Ю. Шмидта РАН (ГО “Борок” ИФЗ РАН)
пос. Борок (Ярославская обл.), Россия

* E-mail: klain@borok.yar.ru
** E-mail: knady@borok.yar.ru

Поступила в редакцию 24.06.2022
После доработки 09.09.2022
Принята к публикации 22.09.2022

Полный текст (PDF)

Аннотация

Приведены результаты исследования пространственно-временны́х особенностей и межпланетных условий возбуждения структурированных геомагнитных пульсаций диапазона Pc1 (“жемчужины”). Для анализа использованы одновременные динамические спектры ультранизкочастотных колебаний в диапазоне частот 0.2‒5.0 Гц, полученные по цифровым данным с высоким разрешением синхронных наблюдений на двух среднеширотных обсерваториях Борок (BOX, Φ' = 53.6°; Λ' = 114.4°; L = 2.8) и Монды (MND, Φ' = 47°; Λ' = 174°; L = 2.1) за период с 1996 по 2001 гг. За анализируемый период на двух обсерваториях отобрано 108 когерентных серий жемчужин. Обнаружено, что серии пульсаций Pc1 наблюдались в обсерватории Борок по отношению к обсерватории Монды одновременно (19% случаев), с запаздыванием (54% случаев) и с опережением (27% случаев). Показано, что временны́е интервалы эффектов запаздывания и опережения начала жемчужин в BOX по отношению к MND преимущественно составляли 10 и 20 мин соответственно. Выявлены существенные различия в суточной вариации числа случаев Рс1 и геофизических условиях, при которых серии Pc1 возбуждаются одновременно, с запаздыванием или опережением в BOX по отношению к MND. Обнаруженные эффекты западного и восточного дрейфа серий Pc1 могут быть обусловлены положением источника колебаний относительно плазмопаузы в зависимости от межпланетных условий.

1. ВВЕДЕНИЕ

Геомагнитные пульсации Рс1 в диапазоне частот 0.2‒5.0 Гц представляют собой электромагнитные ионно-циклотронные (Electromagnetic Ion Cyclotron ‒ EMIC) волны, наблюдаемые на Земле. Согласно современным представлениям пульсации Рс1 в виде волновых пакетов ионно-циклотронных волн самовозбуждаются в экваториальной области магнитосферы, распространяются вдоль геомагнитных силовых линий и через ионосферу проникают к земной поверхности [Гульельми и Троицкая, 1973; Mazur and Potapov, 1983].

Существует несколько разновидностей пульсаций Рс1, среди которых широко известны структурированные колебания, получившие название “жемчужины” (pearl necklace) [Sucksdorff, 1936]. Сразу необходимо отметить, что структурированные геомагнитные пульсации Рс1 по своим свойствам отличаются от неструктурированных. Причем различия структурированных и неструктурированных пульсаций Рс1 проявляются в широком спектре свойств пульсаций, например, в количестве наблюдаемых случаев, в среднем диапазоне частот, в зависимости вероятности наблюдения Рс1 от локального времени, в различном влиянии магнитных бурь на суточную активность и частотный состав Рс1 [Kangas et al., 1998; Kerttula et al., 2001], в пространственном поведении пульсаций [Usanova et al., 2008; Пархомов и др., 2013]. Нас будут интересовать именно структурированные пульсации ‒ жемчужины. Здесь и далее для краткости будем употреблять термин пульсации Рс1, имея в виду жемчужины.

Остановимся кратко на известных основных свойствах пульсаций Рс1. На магнитограммах жемчужины выглядят в виде последовательности волновых пакетов с характерной модуляцией амплитуды и напоминают жемчужное ожерелье [Гульельми и Троицкая, 1973]. Динамические спектры жемчужин разнообразны по форме и имеют специфическую структуру, состоящую из отдельных элементов [Feygin et al., 2000; Фейгин и др., 2009]. Главной морфологической особенностью пульсаций Рс1 является их дискретность, период повторения всплесков в среднем составляет ∼1‒ 4 мин. Следует отметить, что Рс1 наблюдаются спорадически. Их продолжительность может составлять от 30 мин до нескольких часов. Жемчужины могут наблюдаться как глобально в широком диапазоне геомагнитных широт и долгот, так и локально [Пудовкин и др., 1976].

Экспериментальному и теоретическому исследованию морфологии пульсаций Рс1 и механизмов их возбуждения посвящены монографии и обзоры, например, [Гульельми и Троицкая, 1973; Пудовкин и др., 1976; Kangas et al., 1998; Demekhov, 2007; Гульельми и Потапов, 2021]. Основные закономерности Рс1 по наземным и спутниковым наблюдениям отражены в многочисленных отечественных и зарубежных публикациях. Назовем лишь некоторые из них. Так, например, в работах [Fraser, 1975; Feygin et al., 2000; Nomura et al., 2011; Фейгин и др., 2022] исследовались спектрально-временны́е и поляризационные характеристики пульсаций Рс1. Пространственно-временнóе распространение Рс1 анализировалось в работах [Campbell and Thornberry, 1972; Baransky et al., 1981; Usanova et al., 2008; Пархомов и др., 2013]. В ряде работ [Матвеева и др., 1972; Матвеева, 1987; Kerttula et al., 2001; Гульельми и др., 2005; Матвеева и Щепетнов, 2006] исследовано влияние геомагнитных бурь, солнечной активности и параметров солнечного ветра на возбуждение пульсаций Рс1 и их циклическую вариацию. Связь пульсаций Рс1 с другими волновыми процессами (например, с гигантскими пульсациями ‒ Pg, с высокоширотными магнитными импульсами ‒ MIEs, с длиннопериодными пульсациями ‒ Pc5, с ионосферными альвеновскими резонансами) рассмотрена в публикациях [Kurazhkovskaya et al., 2004, 2007; Loto’aniu et al., 2009; Довбня и др., 2019].

Несмотря на то, что пульсации Рс1 исследуются достаточно интенсивно с середины прошлого века и интерес к ним не угасает до настоящего времени, некоторые аспекты изучения пульсаций Рс1 продолжают оставаться недостаточно исследованными. Это относится к проблеме пространственно-временнóго распространения жемчужин. Считается, что жемчужины распространяются горизонтально вдоль земной поверхности от источника на большие расстояния со скоростью ∼700‒900 км/с [Гульельми и Троицкая, 1973; Kangas et al., 1998]. Эта скорость совпадает с оценками скорости магнитозвуковых волн в ионосферном волноводе. Если исходить из концепции распространения жемчужин по ионосферному волноводу, то начало серий Рс1 на разных геомагнитных широтах и долготах должны практически совпадать. Однако спутниковые и наземные данные свидетельствуют о том, что не всегда пульсации Рс1 регистрируются одновременно на разнесенных по широте и долготе точках наблюдений. Например, в работе [Пархомов и др., 2013] по данным наземных обсерваторий, отстоящих одна от другой по долготе на ~40° обнаружено, что начало возбуждения неструктурированных пульсаций Рс1 запаздывает к западу и востоку от срединной обсерватории. Однако эффект западного и восточного дрейфа источника пульсаций Рс1 в рамках работы [Пархомов и др., 2013] обсуждается на примере всего одного события наблюдения неструктурированных Рс1. Возникает вопрос, обладают ли таким свойством структурированные пульсации Рс1? Предварительные исследования [Довбня и др., 2021] жемчужин по данным двух среднеширотных обсерваторий Борок и Монды, разнесенных по геомагнитной долготе на ~60° и широте на ~7° показало, что имеет место эффект запаздывания или опережения начала когерентных серий структурированных пульсаций Рс1 в обс. Борок по отношению к обс. Монды. Представляется целесообразным на большем статистическом материале более подробно исследовать обнаруженные закономерности пространственно-временнóго поведения структурированных пульсаций Рс1, оценить временны́е интервалы запаздывания или опережения серий Рс1, провести анализ геофизической обстановки, на фоне которой наблюдаются данные эффекты.

Целью данной работы является детальное исследование пространственно-временны́х особенностей и межпланетных условий возбуждения среднеширотных структурированных геомагнитных пульсаций диапазона Pc1 (жемчужины) по данным синхронных наблюдений УНЧ-вариаций на разнесенных по долготе и широте геофизических обсерваториях.

2. ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДИКА АНАЛИЗА

Анализ ультранизкочастотных геомагнитных пульсаций в диапазоне частот 0.2‒5 Гц выполнялся по цифровым данным (с разрешением 0.1 с) регистрации магнитного поля на двух среднеширотных обсерваториях: Геофизической обсерватории Борок Института физики Земли РАН (BOX, исправленные геомагнитные координаты Φ' = 53.6°; Λ' = 114.4°; L = 2.8) и обс. Монды, расположенной на территории Саянской солнечной обсерватории Института солнечно-земной физики СО РАН (MND, исправленные геомагнитные координаты Φ' = 47°; Λ' = 174°; L = 2.1) за период с 1996 по 2001 гг. На данных обсерваториях регистрация магнитного поля осуществлялась идентичными высокочувствительными индукционными магнитометрами ИНТ-1. Амплитудно-частотная характеристика приборов позволяла анализировать колебания с частотой до 10 Гц. Привязка ко времени выполнялась с помощью службы GPS. По исходным данным выполнялся спектрально-временнóй анализ, в результате которого получали динамические спектры колебаний Pc1 (спектрограммы) в координатах частота ‒ время. Далее полученные динамические спектры анализировались визуально. За исследуемый период выбирались дни, в которые жемчужины наблюдались сразу на двух обсерваториях. Всего было отобрано 108 случаев синхронных наблюдений пульсаций Pc1 в BOX и MND.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ

3.1. Спектрально-временнóй анализ серий пульсаций Pc1, наблюдаемых в обсерваториях Монды и Борок

Детальное сопоставление одновременных динамических спектров серий пульсаций Pc1, наблюдаемых в обсерваториях Монды и Борок, показало, что их спектры были, в основном, идентичны по внешнему виду, имели примерно одинаковую центральную частоту и продолжительность, а также подобный наклон структурных элементов динамических спектров. Вместе с тем было обнаружено, что жемчужины на двух обсерваториях, разнесенных на ~60° по долготе и ∼7° по широте, наблюдались не всегда одновременно. Имели место случаи запаздывания или опережения начала серий Pc1 в обс. Борок по отношению к обс. Монды. Все анализируемые случаи наблюдения Pc1 в BOX и MND были условно разделены на три группы в соответствии со временем начала колебаний: 1) серии Pc1, наблюдаемые одновременно в BOX и MND (20 случаев); 2) серии Pc1, наблюдаемые с запаздыванием в BOX по сравнению с MND (58 случаев); 3) серии Pc1, наблюдаемые с опережением в BOX по сравнению с MND (30 случаев). Поскольку пульсации Pc1 второй группы в MND возникают раньше, чем в BOX, мы будем их отождествлять с дрейфом к западу и этот эффект условно назовем западным дрейфом Pc1. По аналогии события Pc1, относящиеся к третьей группе, когда в BOX возбуждение серий начинается раньше, чем в MND, отождествим с дрейфом на восток, и соответственно назовем восточным дрейфом Pc1. В дальнейшем будем использовать данную терминологию.

На рис. 1 приведены типичные примеры случаев наблюдения жемчужин в BOX и MND, относящихся к каждой из выше перечисленных групп. При общем сходстве серий жемчужин, наблюдаемых на двух обсерваториях, четко виден эффект одновременности, запаздывания или опережения начала серий в BOX по сравнению с MND. Так, для события, зарегистрированного 01.12.1999 г., характерно наблюдение начала серий Рс1 одновременно на двух обсерваториях (рис. 1а). Колебания в BOX и MND наблюдались с близкой амплитудой и одинаковыми динамическими спектрами. В случае события, наблюдаемого 30.11.1997 г., серии Рс1 регистрируются на обеих обсерваториях, но в обс. Борок, расположенной западнее обс. Монды, жемчужины появляются ∼ на 23 мин позднее, чем в обс. Монды (рис. 1б). Следует отметить, что иногда жемчужины имеют незначительные различия в интенсивности и тонкой структуре динамического спектра, как это видно на рис. 1б. Судя по внешнему облику динамического спектра пульсаций, зарегистрированных 03.01.2001 г., мы также наблюдаем одну и ту же серию Рс1 на двух обсерваториях с примерно одинаковой интенсивностью и продолжительностью, но в BOX жемчужины появляются на ~20 мин раньше, чем в MND (рис. 1в).

Рис. 1.

Типичные примеры динамических спектров: (а) ‒ одновременного появления серий Рс1 в BOX и MND 01.12.1999 г.; (б) ‒ запаздывания начала серий Рс1 в BOX по отношению к MND 30.11.1997 г. (западный дрейф); (в) ‒ опережения серий Рс1 в BOX по отношению к MND 03.01.2001 г. (восточный дрейф).

В некоторых случаях в обсерваториях Борок и Монды синхронно наблюдалась не одна последовательность жемчужин, а 2‒3, но с гораздо меньшей продолжительностью (не более получаса), чем в примерах, приведенных на рис. 1. Для нескольких последовательностей серий Рс1 свойственны те же пространственно-временны́е закономерности (одновременность наблюдения, запаздывание и опережение в BOX по отношению к MND), что и для отдельных серий Рс1.

Для того, чтобы убедиться в том, что анализируемые на двух обсерваториях серии Рс1 имеют одинаковую природу, мы построили диаграммы когерентности, воспользовавшись программой, реализованной в системе MATLAB [MATLAB, 2018]. Оказалось, что независимо от того, к какой из трех групп относятся серии Рс1, они когерентны. В качестве примера на рис. 2а, 2б показано синхронное наблюдение серий Рс1 в BOX и MND 15.12.2000 г. В обеих обсерваториях колебания наблюдаются в одном и том же частотном диапазоне, имеют примерно одинаковую длительность и интенсивность. Однако четко видно опережение начала наблюдения серии Рс1 в BOX по отношению к MND с временны́м интервалом ∼20 мин. Внизу (рис. 2в) представлена вейвлет-диаграмма их когерентности, построенная с учетом временнóго сдвига (20 мин) между началом жемчужин на двух обсерваториях. Видно, что максимальная когерентность двух сигналов достигается в интервале частот 0.1‒1.0 Гц, т.е. в том же частотном диапазоне, в котором наблюдаются серии Рс1. Таким образом, полученные диаграммы когерентности подтвердили визуально наблюдаемое подобие частот и неизменность с течением времени разности фаз серий Рс1 на двух обсерваториях. Следовательно, когерентность является характерной особенностью синхронно наблюдаемых жемчужин в BOX и MND.

Рис. 2.

Пример наблюдения жемчужин (а) ‒ в BOX, (б) ‒ в MND 15.12.2000 г., (в) ‒ вейвлет-диаграмма когерентности серий Рс1.

3.2. Длительность временны́х интервалов между началом когерентных серий Рс1 в BOX и MND и суточная вариация числа событий Pc1, наблюдаемых одновременно, с западным и восточным дрейфом

Как видно из приведенных примеров (рис. 1, 2) между началом когерентных серий Рс1 в BOX и MND имеется некоторый временнóй интервал Δt = tBOX – tMND, величина которого Δt = 0 для событий первой группы, Δt > 0 для второй группы и Δt < 0 для третьей группы. Величина Δt оценивалась по началу наблюдаемых одинаковых структурных элементов одновременных спектрограмм для каждого случая наблюдения жемчужин в BOX и MND. Точность определения Δt составляла ±1 мин. На рис. 3 представлено распределение длительности временны́х интервалов (Δt) между началом пульсаций Рс1 в BOX и MND для всех анализируемых случаев. По вертикальной оси обозначено число случаев. По горизонтальной шкале размер одного деления составляет 10 мин. Величина Δt = 0 на оси абсцисс соответствует одновременным случаям наблюдений серий Pc1 в BOX и MND. Справа от нуля на горизонтальной оси ‒ распределение временны́х интервалов, относящихся к западному дрейфу, слева от нуля ‒ к восточному дрейфу. Величина запаздывания или опережения начала пульсаций в BOX относительно их наблюдения в MND лежит в интервале от двух до 60 мин. Наиболее вероятная продолжительность временны́х интервалов между началами серий Pc1 при западном дрейфе составляет ∼10 мин, а при восточном дрейфе ∼20 мин.

Рис. 3.

Зависимость числа наблюдений серий Рс1 от временнóго интервала между началом пульсаций в BOX по отношению к MND.

Необходимо отметить, что появление серий Pc1 каждой из трех групп отмечалось в различное местное время. На рис. 4 показана суточная вариация числа событий Pc1, наблюдаемых в BOX и MND, одновременно, с западным и восточным дрейфом. Для удобства сравнения число случаев Pc1 нормировано на их максимальное количество. Видно (рис. 4а, 4г), что серии Pc1 первой группы наблюдаются в BOX преимущественно в ранние утренние часы (02‒05 MLT), а в MND в более позднее утреннее время (06‒09 MLT). Наибольшая вероятность наблюдения жемчужин с западным и восточным дрейфом в BOX приходится на предполуночное время (22‒23 MLT) и (23‒24 MLT) соответственно, что не характерно для суточной вариации среднеширотных пульсаций Pc1. Как известно, возбуждение Pc1 на средних широтах наблюдается, в основном, в ранние утренние часы. В MND серии Pc1 второй и третьей группы преимущественно регистрируются в утренние часы (04‒05 MLT), что соответствует временнóму ходу частоты появления среднеширотных пульсаций Pc1. Таким образом, суточное распределение событий каждой группы существенно зависит от MLT.

Рис. 4.

Суточная вариация числа случаев Рс1, наблюдаемых в BOX и MND, (а, г) ‒ одновременно; (б, д) ‒ с западным дрейфом; (в, е) ‒ с восточным дрейфом.

3.3. Зависимость частоты появления серий Pc1, наблюдаемых в BOX и MND одновременно, с западным и восточным дрейфом от геомагнитной активности и межпланетных условий

Далее было выполнено исследование геофизических условий, при которых регистрировалось появление серий Pc1 каждой из выше перечисленных групп. Для анализа геомагнитной активности, на фоне которой наблюдались пульсации Pc1 в BOX и MND, использовался Kp-индекс, отражающий планетарную возмущенность. Величина Kp-индекса бралась, как принято в базе данных OMNI. На рис. 5 представлены гистограммы распределений числа случаев пульсаций Рс1 в зависимости от величины Kp-индекса для трех анализируемых групп. Для удобства сравнения число случаев Pc1 нормировано на их максимальное количество. Полученные распределения различаются как по диапазонам изменения Kp-индекса, так и по положению максимумов. Так, серии Рс1 в BOX и MND наблюдались одновременно при диапазоне Kp, изменяющемся от 0 до 30, а в доминирующем числе случаев при Kp ∼ 10‒20. Серии Рс1, начало которых запаздывало в BOX по сравнению с MND, наблюдались при более широком диапазоне изменения Kp-индекса (от 0 до 60), а максимум частоты наблюдения жемчужин приходился на Kp ∼ 20‒30. События третьей группы регистрировались при индексе Kp, изменяющемся от 0 до 40, а в большинстве случаев при Kp ∼ ∼ 0‒10. Таким образом, даже в условиях спокойной магнитосферы, которые являются типичными для наблюдения жемчужин, возбуждение серий Рс1, наблюдаемых в BOX и MND одновременно, с западным или восточным дрейфом, существенно различаются по уровню геомагнитной активности.

Рис. 5.

Зависимость частоты наблюдения серий Рс1 от геомагнитной активности (Kp-индекса), регистрируемых в BOX и MND: (а) ‒ одновременно; (б) ‒ с западным дрейфом; (в) ‒ с восточным дрейфом.

Чтобы исследовать состояние межпланетной среды, на фоне которой наблюдались когерентные серии Рс1 в BOX и MND, рассматривались следующие параметры плазмы солнечного ветра и ММП: концентрация N, скорость V, динамическое давление солнечного ветра Pdyn = ρV 2 (ρ ‒ плотность плазмы), модуль напряженности B; Bx-, By-, Bz-компоненты ММП. Кроме того, анализировалась ориентация вектора ММП в плоскости эклиптики, для характеристики которой использовался угол θxB (угол между вектором ММП B и его радиальным направлением). Величина угла θxB находилась из выражения: θxB = arccos(Bx/B), где $B = \sqrt {B{{x}^{2}} + B{{y}^{2}} + B{{z}^{2}}} $ [Bier et al., 2014]. Параметры солнечного ветра и ММП брались в солнечно-эклиптической системе координат. Одноминутные данные вышеперечисленных параметров исследовались методом наложения эпох на временнóм интервале за 2 ч до и 2 ч после начала серий Рс1 отдельно для каждой группы жемчужин. За реперную точку принимался момент начала серий Рс1.

На рисунке 6 представлены полученные результаты для случаев а ‒ одновременного наблюдения; б ‒ запаздывания; в ‒ опережения серий Рс1 в BOX по отношению к MND. Из рисунка 6 видно, что параметры плазмы солнечного ветра (N, V, Pdyn) для трех групп не подвержены каким-либо флуктуациям вблизи реперной точки и оставались относительно стабильны как до начала серий Рс1, так и после. Аналогичная тенденция поведения характерна для модуля ММП B. Поведение N, V, Pdyn, B качественно одинаково для событий трех групп. В месте с тем обращает на себя внимание тот факт, что серии Рс1 с западным дрейфом наблюдаются при более высоких значениях параметров N, V, Pdyn, B, чем серии, регистрируемые одновременно и с восточным дрейфом.

Рис. 6.

Динамика параметров солнечного ветра и ММП, полученная методом наложения эпох для случаев начала (а) ‒ одновременного наблюдения; (б) ‒ запаздывания; (в) ‒ опережения серий Рс1 в BOX по отношению к MND.

Рис. 6.

Продолжение.

Рис. 6.

Окончание.

Динамика Bx-, By-, Bz-компонент значительно различается как по знаку, так и по величине. Например, события первой группы наблюдаются при Bx < 0, By > 0, Bz < 0, второй и третьей группы при Bx > 0, By > 0, Bz > 0. Еще одной отличительной особенностью поведения компонент ММП для событий трех групп является смена направления Bz-компоненты вблизи реперной точки с северного на южное и с южного на северное в случае одновременного наблюдения Рс1 и с восточным дрейфом соответственно. Для событий второй группы не характерно изменение направления Bz-компоненты вблизи начала серий. В данном случае Bz-компонента ММП сохраняла положительное направление как до начала серий Рс1, так и после.

Приведенные на рис. 6 вариации угла θxB (θxB = = arccos(Bx/B)), отражающего поведение вектора напряженности B ММП в плоскости эклиптики, имеют характерные особенности для случаев наблюдения серий Рс1 трех групп. Так, когда жемчужины наблюдаются одновременно в BOX и MND, вектор B вблизи реперной точки начинает поворачиваться от 90° к ∼120°‒150°, т.е. пульсации наблюдаются при радиальном направлении ММП (от Солнца). Если начало серий Рс1 в BOX по времени запаздывает по сравнению с MND, то такие события наблюдаются при θxB ∼ 90°, и следовательно вектор B ММП перпендикулярен линии Солнце−Земля в плоскости эклиптики. События третьей группы, так же как и первой, после нулевой точки наблюдаются при радиальном направлении ММП (θxB ∼ 0°‒30°), но только при обратном направлении (от Солнца). Итак, и в магнитно-спокойное время условия в солнечном ветре оказывают сильное влияние на пространственно-временны́е свойства структурированных серий Рс1, которые проявляются в обнаруженных эффектах западного и восточного дрейфа.

4. ОБСУЖДЕНИЕ

Известно, что Рс1 возникают во внешнем радиационном поясе Земли вследствие развития ионно-циклотронной неустойчивости энергичных протонов и распространяются в магнитосфере вдоль геомагнитных силовых линий [Гульельми и Троицкая, 1973; Гульельми и Потапов, 2021]. Наиболее вероятной областью возбуждения геомагнитных пульсаций Рс1 является плазмопауза, вблизи которой может формироваться ионно-циклотронный резонатор для Рс1 [Dmitrienko and Mazur, 1985]. Действительно, некоторые наземные и спутниковые исследования, например, [Fraser et al., 1989; Erlandson and Anderson, 1996; Gou et al., 2020] показали тесную связь пульсаций Рс1 с положением плазмопаузы. В свою очередь, согласно спутниковым наблюдениям, положение плазмопаузы очень изменчиво и значительно зависит от условий в солнечном ветре, геомагнитной активности и MLT [Verbanac et al., 2015].

Наиболее типичным условием возбуждения серий Рс1, исследованных в данной работе, является слабая и умеренная возмущенность геомагнитного поля. Тем не менее, как следует из рис. 5, проанализированные три группы синхронных наблюдений структурированных пульсаций Рс1 возбуждаются при разном уровне геомагнитной активности. Последнее указывает на тот факт, что обсерватории Борок и Монды оказываются в разном положении относительно источника колебаний. При умеренных возмущениях (Kp = 20‒30), по-видимому, источник колебаний локализован вблизи L = 2.1 (начало пульсаций Рс1 в MND раньше, чем в BOX) и далее источник дрейфует на L = 2.8. В этом случае наблюдается западный дрейф пульсаций Рс1. В очень спокойных геомагнитных условиях (Kp = 0‒10) плазмопауза находится на большем расстоянии от Земли и источник излучения Рс1 может находиться первоначально вблизи L = 2.8 (начало пульсаций Рс1 в BOX раньше, чем в MND) и затем сместиться на L = 2.1. Такой сценарий характерен для восточного дрейфа Рс1. Иными словами, движение волнового источника к высоким или низким широтам, вероятно, связано с переходом плазмопаузы на верхние или нижние L-оболочки. Причем согласно Moldwin et al. [2002] изменчивость местоположения плазмопаузы в два раза больше при низкой величине Kp-индекса (∼2‒3), чем при более высокой Kp (∼4‒5). По-видимому, подобная сильная изменчивость положения плазмопаузы при слабой геомагнитной активности может оказаться существенным фактором, влияющим на наблюдаемые эффекты западного и восточного дрейфа Рс1.

На наш взгляд временны́е сдвиги между началом серий Рс1 в BOX и MND (которые наиболее вероятны для западного и восточного дрейфа ‒ 10 и 20 мин соответственно) могут быть обусловлены характерными временами реакции магнитосферы на изменения в ММП [Нишида, 1980] и, в частности, изменения положения плазмопаузы.

При величинах Kp-индекса, равных среднему значению для западного и восточного дрейфа (Kp = 10‒20), пульсации Рс1 наблюдаются в двух обсерваториях одновременно, т.е. волновой источник занимает промежуточное положение между L = 2.8 и L = 2.1 (равноудален от BOX и MND). Можно предположить, что взаимное расположение плазмопаузы и ионно-циклотронного резонатора, изменяющееся в соответствии с условиями в солнечном ветре, обеспечивает различные эффекты (одновременность, запаздывание или опережение) начала серий Рс1 в BOX по отношению в MND.

Другим фактором, влияющим на пространственно-временны́е закономерности пульсаций Рс1 может быть ориентация вектора напряженности ММП в плоскости эклиптики (рис. 6). Одновременные начала серий Рс1 контролируются преимущественным радиальным направлением вектора B ММП в плоскости эклиптики от Солнца (θxB → 180°). Эффект запаздывания жемчужин в BOX по отношению к MND в доминирующем числе случаев наблюдается при направлении вектора B ММП, перпендикулярном линии Солнце‒Земля (θxB → 90°). Эффект опережения жемчужин в BOX по отношению к MND, главным образом, наблюдается при направлении B ММП к Солнцу (θxB → 0°).

Кроме того, даже в спокойных условиях переориентация вертикальной компоненты ММП, приводящая к развитию процессов пересоединения межпланетного и геомагнитного полей, способствует поступлению протонов в радиационный пояс в экваториальной плоскости магнитосферы. Как видно из рис. 6, динамика Bz-компоненты ММП вблизи начала серий Рс1 существенно различается для событий трех групп, что также может оказывать влияние на обнаруженные эффекты западного и восточного дрейфа Рс1.

Эффект одновременного начала наблюдений серий Рс1 на двух обсерваториях мог быть понят в рамках представления об ионосферном волноводе. Принято считать, что левополяризованные альвеновские волны (EMIC-волны), возбуждаясь в вершине магнитных силовых линий, достигают ионосферы и захватываются в горизонтальный ионосферный волновод. Распространяясь со скоростью ∼700‒900 км/с по ионосферному волноводу, эти волны преобразуются в правополяризованные магнитозвуковые волны, которые проникают от источника генерации практически мгновенно на большие расстояния. Это предполагает одновременное начало наблюдения пульсаций Рс1 на земной поверхности в широком диапазоне геомагнитных широт и долгот. Причем вблизи источника генерации волны Рс1 должны быть левополяризованы, а на удалении от него ‒ правополярзованы. Заметим, что когерентность сигналов (рис. 2), а также подобие динамических спектров пульсаций Рс1, наблюдаемых на двух обсерваториях, явно указывает на их происхождение из одного источника. Исходя из вышесказанного, в обсерваториях Борок и Монды должны были наблюдаться либо правополяризованные колебания Рс1 (если волновой источник расположен вне данных L-оболочек), либо хотя бы на одной из них − левополяризованные или правополяризованные (если источник генерации расположен вблизи L = 2.8 или L = 2.1).

Исходя из вышесказанного, мы выполнили анализ типа поляризации пульсаций Рс1, наблюдаемых в двух обсерваториях. Тип поляризации Рс1 определялся с помощью спектрально-временнóго анализа, основанного на методе быстрого преобразования Фурье [Kodera et al., 1977]. Для этого в плоскости H–D компонент для каждого случая наблюдений Рс1 в BOX и в MND строилась полная спектральная плотность, а также спектральная плотность правополяризованной и левополяризованной моды исходного сигнала. Колебания Рс1 считались правополяризованными, если доминировала спектральная плотность правополяризованной моды и левополяризованными, если доминировала спектральная плотность левополяризованной моды. Анализ поляризации пульсаций Рс1 показал, что в большинстве случаев как в BOX (58%), так и в MND (73%) наблюдалась смешанная поляризация. Колебания были левополяризованы в 32% случаев в BOX и в 8% случаев в MND и правополяризованы в 10% и 19% случаев соответственно в BOX и в MND.

На рисунке 7 в качестве примера дано определение типа поляризации для случая одновременного наблюдения пульсаций Рс1 в BOX и в MND 24.02.1999 г., на котором представлена полная спектральная плотность, спектральная плотность левополяризованной и правополяризованной моды соответственно. Из рис. 7 видно, что в BOX доминирует спектральная плотность левополяризованной моды и, следовательно, серия пульсаций Рс1 левополяризована. В MND спектральная плотность левополяризованной и правополяризованной моды равнозначны, что соответствует смешанной поляризации пульсаций Рс1. Тот факт, что на двух обсерваториях, разнесенных по широте и долготе, одновременно наблюдается левая и смешанная поляризация пульсаций Рс1, противоречит существующему представлению о волноводном распространении EMIC-волн. Более того, концепция волноводного распространения не позволяет объяснить не только одновременность наблюдения начала серий пульсаций, но и эффекты их западного и восточного дрейфа.

Рис. 7.

Пример определения типа поляризации пульсаций Рс1, наблюдаемых одновременно в BOX и MND 24.02.1999 г.: (а) ‒ полная спектральная плотность, (б) ‒ спектральная плотность левополяризованной и (в) ‒ правополяризованной моды исходного сигнала.

Исходя из полученных экспериментальных данных, скорее всего, обнаруженные особенности пространственно-временнóго распространения структурированных пульсаций Рс1 определяются взаимным перемещением источника колебаний и плазмопаузы при изменении условий в ММП.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В результате сопоставления динамических спектров синхронных наблюдений УНЧ-колебаний в диапазоне частот 0.2‒5.0 Гц на двух разнесенных по геомагнитной долготе (~ на 60°) и широте (~ на 7°) обсерваторий обнаружен эффект запаздывания или опережения начала структурированных серий Рс1 в обс. Борок по отношению к обс. Монды. Выявлено, что динамические спектры серий Рс1 в BOX и MND были идентичны по внешнему виду, имели примерно одинаковую центральную частоту и продолжительность, а также подобный наклон структурных элементов. Показано, что временны́е сдвиги эффектов запаздывания или опережения начала жемчужин в BOX по отношению к MND преимущественно составляли 10 и 20 мин соответственно. В 19% случаев время начала жемчужин на двух обсерваториях совпадало.

Установлено, что случаи одновременного начала жемчужин в BOX и MND наблюдаются при Kp ∼ 10‒20 и контролируются преимущественным радиальным направлением вектора B ММП в плоскости эклиптики (характеризуемым величиной угла θxB = arccos(Bx/B)) от Солнца (θxB → → 180°). Эффект запаздывания жемчужин в BOX по отношению к MND в доминирующем числе случаев наблюдается при Kp ∼ 20‒30 и направлении вектора B ММП, перпендикулярном линии Солнце‒Земля (θxB → 90°). Эффект опережения жемчужин в BOX по отношению к MND, главным образом, наблюдается при Kp ∼ 0‒10 и направлении B ММП к Солнцу (θxB → 0°).

Обнаруженные эффекты западного и восточного дрейфа серий Pc1 могут быть обусловлены положением источника колебаний относительно плазмопаузы в зависимости от межпланетных условий.

Список литературы

  1. ‒ Гульельми А.В., Троицкая В.А. Геомагнитные пульсации и диагностика магнитосферы. М.: Наука, 208 с. 1973.

  2. ‒ Гульельми А., Кангас Й., Культима Й., Лундин Р., Матвеева Э., Полюшкина Т.Н., Потапов А.С., Турунен Т., Цэгмед Б. Воздействие солнечного ветра на волновую активность магнитосферы в диапазоне Pс1 // Солнечно-земная физика. Вып. 8. С. 122–125. 2005.

  3. ‒ Гульельми А.В., Потапов А.С. Частотно-модулированные ультранизкочастотные волны в околоземном космическом пространстве // УФН. Т. 21. № 5. С. 475‒ 491. 2021. https://doi.org/10.3367/UFNr.2020.06.038777

  4. ‒ Довбня Б.В., Клайн Б.И., Куражковская Н.А. Динамика ионосферных альвеновских резонансов (ИАР) в конце 21 ‒ 24 циклах солнечной активности // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 59. № 1. С. 39–49. 2019. https://doi.org/10.1134/S0016794019010061

  5. ‒ Довбня Б.В., Клайн Б.И., Куражковская Н.А. Долготные эффекты геомагнитных пульсаций Pc1. Шестнадцатая ежегодная конференция “Физика плазмы в солнечной системе”. Сборник тезисов. ИКИ РАН, Москва, 8‒12 февраля 2021 г. С. 151. 2021.

  6. ‒ Матвеева Э.Т., Калишер А.Л., Довбня Б.В. Физические условия в магнитосфере и в межпланетном пространстве при возбуждении геомагнитных пульсаций типа Рс1 // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 12. № 6. С. 1125–1127. 1972.

  7. ‒ Матвеева Э.Т. Циклическая вариация активности геомагнитных пульсаций Рс1 // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 27. № 3. С. 455–458. 1987.

  8. ‒ Матвеева Э.Т., Щепетнов Р.В. Связь активности ионно-циклотронных волн в магнитосфере Земли с параметрами солнечного ветра // Космич. исслед. Т. 44. С. 569–572. 2006.

  9. – Нишида А. Геомагнитный диагноз магнитосферы. М.: Мир, 299 с. 1980.

  10. ‒ Пархомов В.А., Цэгмэд Б., Дмитриев А.В. О природе источников всплеска неструктурированных пульсаций Рс1 по одновременным наблюдениям на Земле и на геостационарной орбите // Солнечно-земная физика. Вып. 23. С. 75–83. 2013.

  11. ‒ Пудовкин М.И., Распопов О.М., Клейменова Н.Г. Возмущения электромагнитного поля Земли. Часть II. Короткопериодические колебания геомагнитного поля. Л.: Изд-во ЛГУ, 271 с. 1976.

  12. ‒ Фейгин Ф.З., Клейменова Н.Г., Хабазин Ю.Г., Прикнер К. Нелинейный характер ионно-циклотронных волн (Pc1 пульсаций) с расширяющимся динамическим спектром // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 49. № 3. С. 335–341. 2009.

  13. ‒ Фейгин Ф.З., Клейменова Н.Г., Малышева Л.М., Хабазин Ю.Г., Громова Л.И., Райта Т. Поляризация геомагнитных пульсаций Pc1 как косвенный индикатор положения их источника // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 62. № 1. С. 88–96. 2022. https://doi.org/1031857/S0016794021060055

  14. ‒ Baransky L., Golikov Yu., Feygin F., Harchenko I., Kangas J., Pikkarainen T. Role of the plasmapause and ionosphere in the generation and propagation of pearl pulsations // J. Atmos. Terr. Phys. V. 43. № 9. P. 875–881. 1981. https://doi.org/10.1016/0021-9169(81)90079-9

  15. ‒ Bier E.A., Owusu N., Engebretson M.J., Posch J.L., Lessard M.R., Pilipenko V.A. Investigating the IMF cone angle control of Pc3–4 pulsations observed on the ground // J. Geophys. Res.−Space. V. 119. P. 1797‒1813. 2014. https://doi.org/10.1002/2013JA019637

  16. ‒ Campbell W.H., Thornberry T.C. Propagation of Pc1 Hydromagnetic Waves across North America // J. Geophys. Res. V. 77. № 10. P. 1941‒1950. 1972. https://doi.org/10.1029/JA077i010p01941

  17. ‒ Demekhov A.G. Recent progress in understanding Pc1 pearl formation // J. Atmos. Solar-Terr. Phys. V. 69. P. 1609‒1622. 2007. https://doi.org/10.1016/j.jastp.2007.01.014

  18. ‒ Dmitrienko I.S., Mazur V.A. On waveguide propagation of Alfven waves at the plasmapause // Planet. Space Sci. V. 33. P. 471–477. 1985. https://doi.org/10.1016/0032-0633(85)90092-3

  19. ‒ Erlandson R.E., Anderson B.J. Pc1 waves in the ionosphere: a statistical study // J. Geophys. Res. V. 101. P. 7843–7857. 1996. https://doi.org/10.1029/96JA00082

  20. ‒ Feygin F Z., Kleimenova N.G., Pokhotelov O.A., Parrot M., Prikner K., Mursula K., Kangas J., Pikkarainen T. Nonstationary pearl pulsations as a signature of magnetospheric disturbances // Ann. Geophysicae. V. 18. № 5. P. 517–522. 2000. https://doi.org/10.1007/s00585-000-0517-9

  21. ‒ Fraser B.J. Polarization of Pc1 pulsations at high and middle latitudes // J. Geophys. Res. V. 80. № 19. P. 2797–2807. 1975. https://doi.org/10.1029/JA080i019p02797

  22. ‒ Fraser B.J., Kemp W.J., Webster D.J. Ground-satellite study of a Pc1 ion cyclotron wave event // J. Geophys. Res. V. 94. P. 11 855–11 863. 1989. https://doi.org/10.1029/JA094iA09p11855

  23. ‒ Gou X., Li L., Zhang Y., Zhou B., Feng Y., Cheng B., Raita T., Liu J., Zhima Z., Shen X. Ionospheric Pc1 waves during a storm recovery phase observed by the China Seismo-Electromagnetic Satellite // Ann. Geophysicae. V. 38. № 3. P. 775–787. 2020. https://doi.org/10.5194/angeo-38-775-2020

  24. ‒ Kangas J., Guglielmi A.V., Pokhotelov O.A. Morphology and physics of short-period magnetic pulsations (a review) // Space Sci. Rev. V. 83. P. 435‒512. 1998. https://doi.org/10.1023/A:1005063911643

  25. ‒ Kerttula R., Mursula K., Pikkarainen T. Storm-time Pc1 activity at high and middle latitudes // J. Geophys. Res. V. 106. № A4. P. 6213‒6227. 2001. https://doi.org/10.1029/2000JA900125

  26. ‒ Kodera K., Gendrin R., Villedary C. Complex representation of a polarized signal and its application to the analysis of ULF waves // J. Geophys. Res. V. 82. № 7. P. 1245–1255. 1977. https://doi.org/10.1029/JA082I007P01245

  27. ‒ Kurazhkovskaya N.A., Klain B.I., Dovbnya B.V., Zotov O.D. On the relation of giant pulsations (Pg) to pulsations in the Pc1 band (the “pearls” series) // Int. J. Geomagnetism and Aeronomy. Publ. AGU. V. 5. № 2. GI2001. 2004. https://doi.org/10.1029/2003GI000062

  28. ‒ Kurazhkovskaya N.A., Klain B.I., Dovbnya B.V. Patterns of simultaneous observations of high-latitude magnetic impulses (MIEs) and impulsive bursts in the Pc1–2 band // J. Atmos. Solar-Terr. Phys. V. 69. P. 1680‒1689. 2007. https://doi.org/10.1016/j.jastp.2006.12.003

  29. ‒ Loto’aniu T.M., Fraser B.J., Waters C.L. The modulation of electromagnetic ion cyclotron waves by Pc5 ULF waves // Ann. Geophysicae. V. 27. № 1. P. 121–130. 2009. https://doi.org/10.5194/ANGEO-27-121-2009

  30. ‒ MATLAB, Wavelet Toolbox Documentation. https:// www.mathworks.com/help/wavelet/index.html?s_tid=CRUX_ lftnav. Accessed December 17, 2018.

  31. ‒ Mazur V.A., Potapov A.S. The evolution of pearls in the Earth’s magnetosphere // Planet. Space Sci. V. 31. № 8. P. 859–863. 1983. https://doi.org/10.1016/0032-0633(83)90139-3

  32. ‒ Moldwin M.B., Downward L., Rassoul H.K., Amin R., Anderson R.R. A new model of the location of the plasmapause: CRRES results // J. Geophys. Res. V. 107. № A11. 1339. 2002. https://doi.org/10.1029/2001JA009211

  33. ‒ Nomura R., Shiokawa K., Pilipenko V., Shevtsov B. Frequency-dependent polarization characteristics of Pc1 geomagnetic pulsations observed by multipoint ground stations at low latitudes // J. Geophys. Res. V. 116. A01204. 2011. https://doi.org/10.1029/2010JA015684

  34. ‒ Sucksdorff E. Occurrences of rapid micropulsations at Sodankylä during 1932 to 1935 // Terrestr. Magn. Atmosp. Electr. V. 41. P. 337‒344. 1936. https://doi.org/10.1029/TE041i004p00337

  35. ‒ Usanova M. E., Mann I.R., Rae I.J., Kale Z.C., Angelopoulos V., Bonnell J.W., Glassmeier K.-H., Auster H.U., Singer H.J. Multipoint observations of magnetospheric compression-related EMIC Pc1 waves by THEMIS and CARISMA //Geophys. Res. Lett. V. 35. L17S25. 2008.

  36. https://doi.org/10.1029/2008GL034458

  37. ‒ Verbanac G., Pierrard V., Bandić M., Darrouzet F., Rauch J.-L., Décréau P. The relationship between plasmapause, solar wind and geomagnetic activity between 2007 and 2011 // Ann. Geophysicae. V. 33. № 10. P. 1271–1283. 2015. https://doi.org/10.5194/angeo-33-1271-2015

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал