Влияние сильно возмущенной магнитосферы на жесткость

геомагнитного обрезания космических лучей

М.И. Тясто1, O.A. Данилова1,E.С. Вернова1, В.М. Дворников2,

В.Е. Сдобнов2

1Санкт-Петербургский филиал ИЗМИРАН2Институт солнечно-земной физики СО РАН

29 ВККЛ GEO_09

2

1. Введение Магнитные поля магнитосферы Земли меняются под влиянием возмущений в солнечном ветре. Наблюдаемые на поверхности Земли космические лучи испытывают влияние вариаций магнитного поля во всем объеме магнитосферы, которые создаются магнитосферными токовыми системами. Это приводит к изменениям геомагнитной жесткости обрезания космических лучей и их асимптотических направлений. Таким образом, магнитосферные вариации космических лучей являются отражением развития и распада токовых систем в магнитосфере в периоды возмущений.

3

Целью данного исследования является определение изменений геомагнитных жесткостей обрезания в период сильной геомагнитной бури в ноябре 2003 г.

4

2. Методы Жесткости геомагнитного обрезания определялись двумя разными методами. Теоретически жесткости обрезания были рассчитаны методом прослеживания траекторий частиц [1] в магнитном поле эмпирической модели магнитосферы Цыганенко Ц03 [2-4], недавно созданной на основе измерений магнитного поля в период 37 наиболее сильных магнитных бурь с Dst–65 нТ. Модель Ц03 описывает сильно возмущенную конфигурацию магнитного поля магнитосферы и ее эволюцию в течение бури. Точность определения геомагнитных порогов данным методом зависит от точности используемой модели.

5

В качестве альтернативного метода для определения геомагнитных порогов был использован метод спектрографической глобальной съемки СГС, который основан на предположении, что анизотропия распределения космических лучей в направлении прихода определяется зависимостью интенсивности от пич-угла в межпланетном магнитном поле и от градиента плотности на Ларморовском радиусе частиц [5].

Вариации амплитуды интегрального потока вторичных частиц Ic/Ic (по отношению к некоторому фоновому уровню Ic), наблюдаемые в географической точке c на уровне hc в атмосфере можно представить:

6

2 2

0 0

( ) ( , )[1 ( )]

( , ( , ), ( , )) ( , , , ) sin .c

cc c c c c c

c

c c

R

I Jh R W R h R

I J

JR W R h dRd d

J

Здесь J/J(Rc) - вариации глобальной интенсивности КЛ; , - азимутальный и зенитный углы прихода первичных частиц на границе атмосферы; Rc - эффективный геомагнитный порог; Wc(R, , , hc) - функция связи между первичными и вторичными вариациями КЛ ; c(R, , ) и c(R, , ) - асимптотические углы прихода частиц КЛ; Rc(Rc) - вариации геомагнитного порога Rc.

7

2 31 22 3( ) exp 1c c c c c

aa aR R aR bR R

R R R

Зависимость Rc от Rc аппроксимировалась соотношением

Система полученных уравнений позволяет получить, кроме межпланетных характеристик КЛ, геомагнитные жесткости обрезания по данным мировой сети нейтронных мониторов [6].

8

ДНИ

0

8

16 P dy n (нПа )

-500-400-300-200-1000Ds t (нТл)

0246810 Kp

-1.4

-1.2

-1

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4 RT s (ГВ)

-1.4

-1.2

-1

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4 RT s (ГВ)

-1.2

-0.8

-0.4

0

0.4 RT s (ГВ)

б

а

0 0 0 0 06 12 18 6 12 18

18 19 20 21 22часы0 0 23 24

6 12 18 6 12 186 12 186 12 186 12 18

в

ДНИ

0

8

16 P dy n (нПа )

-500-400-300-200-1000Ds t (нТл)

0246810 Kp-1 .6

-1.4

-1.2

-1

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4 R Ts (ГВ)- 2

- 1 . 8

- 1 . 6

- 1 . 4

- 1 . 2

- 1

- 0 . 8

- 0 . 6

- 0 . 4

- 0 . 2

0

0 . 2

0 . 4 RT s (ГВ)-1 .8

-1.6

-1.4

-1.2

-1

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4 RT s (ГВ)г

д

е

0 0 0 0 06 12 18 6 612 1218 18

18 19 20 21 22часы0 0 23 24

6 12 186 12 186 12 186 12 18

Рис. 1. Геомагнитные пороги в период 18–24.11.2003 (а — Токио, б — Алма-Ата, в — Рим, г — Иркутск, д — Москва, е — Хобарт).

9

.

Коэффициенты корреляции между Rsgs и Ref составляют:

Токио - 0.63, Алма-Ата - 0.77, Рим - 0.78, Иркутск - 0.84, Москва - 0.84,

Хобарт - 0.76

10

ДНИ

0

8

16 P dy n (нПа )

-500-400-300-200-1000Ds t (нТл)

0246810 Kp

-0 .8

-0.4

0

0.4

0.8 R (ГВ)

-0 .8

-0.4

0

0.4

0.8 R (ГВ)

-0 .8

-0.4

0

0.4

0.8 R (ГВ)

-0 .8

-0.4

0

0.4

0.8 R (ГВ)

-0 .8

-0.4

0

0.4

0.8 R (ГВ)

-0 .8

-0.4

0

0.4

0.8 R (ГВ)

а

б

в

0 0 0 0 06 12 18 6 612 1218 18

18 19 20 21 22часы0 0 23 24

6 12 186 12 186 12 186 12 18

г

д

е

Рис. 2.Разности R между

величинами Rsgs и Ref .

Нерегулярности R более заметны в период главной фазы магнитной

бури.Разности между кривыми Ref и

Rsgs не превышают 0,7 ГВ, причем основная масса

отклонений сосредоточена в пределах 0,4 ГВ.

11

Станция Ref Rsgs ГВ % ГВ % 1. 2. 3. 4. 5. 6.

Токио Алма--Ата Рим

Иркутск Москваc o Хобарт

0.8 1.18 1.33 1.67 1.81 1.51

7.2 19.1 21.9 51.4 86.2 86.3

1.06 1.30 1.32 1.63 1.62 0.96

9.6 21.0 21.7 50.2 77.1 54.9

Таблица 1.Снижение геомагнитных порогов

КЛв минимуме Dst-вариации.

12

Таблица 2. Коэффициенты корреляции Ref с

межпланетными параметрами. 

  Станция Dst Bz By Nsw Vsw

1. Токио 0,98 0,66 0,18 0,68 0,06

2. Алмата 0,98 0,68 0,18 0,68 0,05

3. Рим 0,98 0,71 0,18 0,67 0,05

4. Иркутск 0,98 0,72 0,16 0,69 0,04

5. Москва 0,98 0,69 0,14 0,69 0,04

6. Хобарт 0,96 0,71 0,08 0,68 0,05

13

Станция Dst Bz By Nsw Vsw

1. ТокиоТокио 0,66 0,26 0,43 0,37 0,08 2. Алма-АтаАлма-Ата- 0,81 0,35 0,48 0,46 0,15 3. РимРим 0,82 0,37 0,47 0,47 0,16 4. ИркутскИркутск 0,87 0,49 0,38 0,56 0,14 5. МоскваМосква 0,86 0,55 0,29 0,56 0,12 6. ХобартХобарт 0,78 0,48 0,16 0,55 0,17

Таблица 3.Коэффициенты корреляции Rsgs с

межпланетными параметрами

14

0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24 LT

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6 Reff

0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24 LT

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7 Reff

0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24 LT

1.5

1.6

1.7

1.8

1.9 ReffIrku tsk

Moscow

Hobart

Рис.2Суточные

изменения Rэф в минимуме Dst вариации на

среднеширотных станциях.

Амплитуды изменений - ~0.4

ГВ

15

4. Заключение

Кривые вариаций геомагнитных порогов Ref и Rsgs, полученные разными методами, в целом согласуются между собой, а также с Dst-вариацией. Коэффициенты корреляции между Ref and Rsgs лежат в пределах 0.63–0.84 для станций с геомагнитными порогами спокойного времени от 1.75 ГВ до 11.02 ГВ.

16

Разности между кривыми Ref и Rsgs частично можно объяснить тем, что жесткости обрезания Rsgs определялись без учета долготной асимметрии магнитосферы, которая является причиной суточных изменений геомагнитных порогов. Амплитуды суточных изменений эффективных геомагнитных порогов в минимуме Dst-вариации составляют ~0.4 ГВ на среднеширотных станциях, что сравнимо по величине с основной массой разностей между кривыми Ref и Rsgs.

17

В минимуме Dst-вариации на среднеширотных станциях жесткости геомагнитного обрезания, полученные двумя разными методами, снижаются на ~(50-85%). Так, например, на станции Москва, геомагнитный порог в минимуме Dst был ниже, чем на станции Апатиты, расположенной вблизи аврорального овала.

18

Список литературы

1. McCracken K.G., Rao U.R., Shea M. A.// M. I. T. Tech. Rep. 77, Lab. for Nucl. Sci. and Eng., Mass. Inst. Of Technol., Cambridge, 1962.   2. Tsyganenko N. A. , J. Geophys. Res., 107(A8), 1179, doi:10.1029/2001JA000219, 2002. 3. Tsyganenko N. A. , J. Geophys. Res., 107(A8), 1176, doi:10.1029/2001JA000220, 2002 4. Tsyganenko N. A. , H. J., Singer, J. C. Kasper, J. Geophys. Res., 108(A5), 1209, doi:10.1029/2002JA009808, 2003 5. Dvornikov V. M., Sdobnov V. E., // Int. J. Geomagn. Aeron. V.3. # 3, P. 217, 2002. 6. ftp:nssdcftp.gsfc.nasa.gov/omni/omni2_2003. dat.

  

1. 3.   ,,