Генерация Dst-вариации геомагнитного поля

во время гигантских бурь

А.Е. Левитин1, Л.А. Дремухина1, Л.И. Громова1,

Н. Г. Птицына2

1 Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова

2 СПб отделение ИЗМИРАН

Классы бурь, их количество за период наблюдений 1957 - 1993 гг.

и амплитуда индекса Dst в период бурь

Класс бури

Количество бурь и их %

содержание в период 1957 -

1993 гг

Диапазон амплитуд

Dst-индекса в бурях (нТл)

Средняя амплитуда Dst в бурях

(нТл)

Слабая 482 44% 30 - 50 36

Умеренная 346 32% 50 - 100 68

Сильная 206 19% 100 – 200 131

Очень сильная 45 4% 200 – 350 254

Гигантская 6 1% > 350 427

Гигантская магнитная буря 2-3 сентября 1859 г. получила широкую известность благодаря

сохранившейся магнитограмме обсерватории Колаба (Индия).

Авторы статей (Tsurutani et al., 2003, Li et al., 2006, Siscoe and Cooker, 2006 и ссылки в них) провели анализ зафиксированного временного изменения H компоненты вектора геомагнитного возмущения с целью оценки параметров межпланетной среды, ответственных за генерацию такой бури.

По оценке отдельных исследователей, Dst-индекс 2 сентября мог достигать величины -1760 нТл.

На основе конкретной современной модели генерации Dst вариации геомагнитного поля [Li et al., 2006], были сделаны, следующие оценки параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП):

• скорость солнечного ветра V 1500-1700 км/с,

• концентрация протонов в нем N 1200-1600 см-3,

• Bz компонента вектора ММП Bz - (40-60)нТл.

Burton et al., 1975

Dst = DCF + DR ,

dDst*/dt = F(t) – Dst*/

Dst*= Dst – b(Pdyn)1/2 + C

Dst*(t + ∆t) = Dst*(t) + [ F(t) - Dst*(t)/t ]∆t

VBs – mV/m Pdyn – nPa F – nT/hour b – - nT

F (nT/hour) t (hour) b(nT/(nPa)1/2 С(nT)

- 2.47 VBs 17 8.74 11.5

0

при VBs ≤ 0.5

7.7

при VBs ≤ 0.4

15.8 20

-432(VBs - 0.5)(Pdin)1/3

при VBs > 0.5

3

при VBs > 0.4

-4.4(VBs – 0.5) 24exp(9.74/(4.69 +VBs))

7.26 11

Dst = DCF + DR + DT + DP

0

20

40

60

Np, cm^-3

September 02, 1859

-60-40-20

020

Bz IMF, nT

-6

-3

0

3

6

By IMF, nT

0 3 6 9 12 15300600

9001200

1500

UT, hr

Vx, km/s

0 3 6 9 12 15-800

-600

-400

-200

0

200September 02, 1859

UT, hr

H, nT

Входные параметры для моделирования возмущения,

обусловленного высокоширотной токовой системой:

компоненты Bz и By ММП,плотность и скорость

солнечного ветра

.

H-компонента смоделированного магнитного поля, созданного токовой

системой на поверхностьи Земли в обсерватории Колаба.

Модельная токовая система сдвинулась на 40° к экватору

Aurora observations on Sept. 2, 1859

17

The intense magnetic disturbances produced widespread auroral displays. The auroral sightings were as low as ~18 � magnetic latitude (e.g. Hawaii, Caracas, and Santiago).

ВЫВОДЫ

Для гигантских магнитных бурь, когда расстояние до подсолнечной точки магнитосферы может быть меньше 5 Re

скорость солнечного ветра V 1500-1700 км/с, концентрация протонов в нем N 1200-1600 см-3, Bz компонента вектора ММП Bz - (40-60)нТл

Dst-вариация геомагнитного поля генерируется суммой токовых систем

DCF + DR + DT + DP

Спасибо за внимание