CC BY
24
УДК 550.385.37
АНАЛИЗ ГЛОБАЛЬНЫХ УНЧ КОЛЕБАНИЙ ПО СПУТНИКОВЫМ, НАЗЕМНЫМ И РАДИОЛОКАЦИОННЫМ ДАННЫМ
А.С.Потапов1, Э.Амата2, Т.Н.Полюшкина3, Л.В.Рыжакова4
1,3Институт солнечно-земной физики СО РАН,
664033, г. Иркутск, ул. Лермонтова, 126 а.
2Istituto di Finica dello Spazio Interplanetary I.N.A.F., Rome, Italy.
Национальный исследовательский Иркутский государственный технический университет, 664074, г. Иркутск, ул. Лермонтова, 83.
Исследуется событие появления в магнитосфере 21-22 января 2005 г. глобальных УНЧ колебаний. Пульсации в диапазоне Pc5 (период T = 150-600 с) наблюдались повсеместно как спутниковыми и наземными магнитометрами, так и по данным высокочастотного радара Kodiak, входящего в сеть SuperDARN. Событие имело место на фоне высокоскоростного потока солнечного ветра при большой положительной величине межпланетного магнитного поля Bz и высокой плотности межпланетной плазмы. Поток вызвал умеренную магнитосферную бурю с Dstmin = -105 nT. Результаты исследования показывают хорошее соответствие и даже когерентность для некоторых частотных компонент, между вариациями скорости ионосферной плазмы по данным радара Kodiak и магнитных измерений, а также между пульсациями, наблюдаемыми около вершины силовой линии и у ее основания. Ил. 10. Табл. 1. Библиогр. 9 назв.
Ключевые слова: геомагнитная буря; УНЧ колебания; магнитометры; радарные измерения.
ANALYSIS OF GLOBAL ULF OSCILLATIONS ACCORDING TO SATELLITE, GROUND AND RADAR DATA A.S. Potapov, E. Amata, T.N. Polyushkina, L.V. Ryzhakova
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 126A, Lermontov St., Irkutsk, 664033, Irkutsk. Istituto di Finica dello Spazio Interplanetary I.N.A.F., Rome, Italy.
National Research Irkutsk State Technical University, 83, Lermontov St., Irkutsk, 664074.
The authors investigate the phenomenon occurred in January, 21-22, 2005 of the appearance of global ULF oscillations in magnetosphere. Fluctuations in the range of Pc5 (period T = 150-600 c) were observed throughout satellite and ground magnetometers, and according to the data of high-frequency radar Kodiak, included in the network SuperDARN. The phenomenon took place with the presence of the high-speed flux of solar wind with the large positive value of the interplanetary magnetic field Bz and high density of interplanetary plasma. The flux caused a moderate magnetospheric storm with Dstmin = -105 nT. The study results show good conformity (and even coherence of some frequency components) between the variations of the ionosphere plasma velocity according to the data of Kodiak radar and magnetic measurements, as well as between fluctuations observed near the top of the line of force and near its base. 10 figures. 1 table. 9 sources.
Key words: geomagnetic storm; ULF oscillations; magnetometers; radar measurements.
Введение. Обычно «ультранизкочастотные» (УНЧ) колебания миллигерцового частотного диапазона (пульсации Рс5) наблюдаются главным образом в высоких широтах, их амплитуда быстро спадает с уменьшением широты. Но иногда колебания УНЧ затрагивают всю магнитосферу и наблюдаются как бортовыми магнитометрами на различных орбитах от ионосферы до отдаленного геомагнитного хвоста, так и наземными станциями на всех меридианах и всех широтах от северной полярной шапки до южной. Обычно это происходит, когда сверхскоростной поток
солнечного ветра, который несет межпланетная ударная волна, накрывает магнитосферу [Mathie and Mann, 2001; Potapov et al., 2006]. Гогатишвили [1974] был среди первых, кто наблюдал и анализировал пульсации Pc5 в средних широтах. Ziesolleck и Chamalaun [1993] исследовали особенности Pc5 на низких широтах, используя австралийскую сеть магнитных станций. Motoba и др. [2002] предложили сценарий глобального возбуждения УНЧ волн, изучая событие Pc5, наблюдавшееся 21 апреля 1993 г. Потапов и др. [2006] описали главные особенности глобальных Pc5,
1 Потапов Александр Сергеевич, заместитель директора, тел.: (3952) 511673, e-mail: potapov@iszf.irk.ru
Potapov Alexander, Deputy Director, tel.: (3952) 511673, e-mail: potapov@iszf.irk.ru
2Амата Эрманно, заведующий отделом, e-mail: ermanno.amata@ifsi-roma.inaf.it
Amata Ermanno, Head of the Department, e-mail: ermanno.amata @ ifsi-roma.inaf.it
3Полюшкина Татьяна Николаевна, старший научный сотрудник, тел.: (3952) 511673.
Polyushkina Tatiana, Senior Research Worker, tel.: (3952) 511673.
4Рыжакова Лариса Владимировна, старший преподаватель кафедры математики, тел.: 89246039337, e-mail: ryzhakvalari-sa@rambler.ru
Ryzhakova Larisa, Senior Lecturer of the Department of Mathematics, tel.: 89246039337, e-mail: ryzhakvalarisa@rambler.ru
которые отличают их от обычных пульсаций Pc5.
Волны УНЧ в магнитосферной и ионосферной плазме могут регистрироваться различными способами с помощью разных датчиков. Наиболее известным является проявление этих колебаний в вариациях магнитного поля. Но спутники измеряют также изменения электрического поля, вариации плотности плазмы и скорости УНЧ волн. В последние десятилетия появился новый метод исследования УНЧ колебаний: радарные измерения дрейфа скорости плазмы в ионосфере (см. обзор Fenrich и др., 2006). Каждый из методов имеет свои преимущества и недостатки.
Цель данного исследования состоит в том, чтобы описать наблюдения волн Pc5 во время одного конкретного события и изучить корреляцию и когерентность колебаний, измеренных различными методами в различных областях магнитосферы. После краткой характеристики явления в разделе 1 мы представим результаты наблюдения миллигерцовых УНЧ волн в межпланетной среде (раздел 2), внутри магнитосферы (раздел 3), в ионосфере с помощью радарных измерений скорости дрейфа и на поверхности Земли с помощью магнитометров (раздел 4). Раздел 5 содержит результаты анализа взаимных спектров и вычисления когерентности между колебаниями, наблюдавшимися в различных областях. Наконец, обсуждение наблюдений и выводы представлены в разделе 6.
1. Основные характеристики события. Приход межпланетной ударной волны (МУВ) был зарегистрирован космическими аппаратами WIND и ACE 21 января 2005 г. в 16:43:30 и 16:47:20 UT соответственно.
Как показано на рис. 1, космические аппараты были расположены на расстоянии приблизительно 1.5 миллиона километров от Земли с координатами (256 -12; 19) Re и (222 -35; 22) Re. На рис. 2 приводятся изменения скорости плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (только компонента Bz) в течение двух дней, с 21 по 22 января 2005 г., по данным спутника ACE . Эффект прихода МУВ очевиден по внезапному увеличению скорости солнечного ветра и плотности плазмы. Компонента Bz сначала испытывает быстрые хаотические изменения, затем возрастает до 30 нТ с последующим медленным уменьшением и осцилляциями около 0 нТ после 02:00 UT.
Рис. 1. Расположение космических аппаратов АСЕ и WIND во время прохождения межпланетной ударной волны 21 января 2005 г.
21-22 January 2005 Рис. 2. Вариации параметров плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (только компонента Бг) в течение двух дней 21-22 января 2005 г. по данным спутника ACE. Верхняя панель показывает Dst вариацию
На земле эффект МУВ проявился в 17:11 UT в форме SSC. Таким образом, скорость передачи возмущения в радиальном антисолнечном направлении в межпланетной среде около орбиты Земли составляла приблизительно 950 км/с. Фронт МУВ имел двухслойную структуру. Это особенно заметно в данных плотности плазмы ACE, где дополнительный скачок плотности очевиден в 18:19 UT через полчаса после первого скачка. Это предполагает, что расстояние между двумя слоями равно приблизительно 800 земным радиусам.
2. Колебания в межпланетной среде. На рис.3,а мы построили спектры колебаний межпланетного магнитного поля (ММП) для компоненты Bz в течение приблизительно 17 часов до и 17 часов после прохождения МУВ по данным спутника ACE (на магнитометре спутника WIND в это время был сбой). Два часа сильных хаотических колебаний вблизи переднего фронта МУВ были исключены из анализа.
После прохождения ударного фронта видно двойное или тройное усиление колебаний. Магнитометр ACE зарегистрировал пульсации в диапазоне Pc5 позади фронта МУВ. Это хорошо видно по выпуклости на спектральной кривой в области частот между 3 и 4 мГц. Подобный горб заметен и на рис. 3,б, где показаны спектры колебаний плотности плазмы после прохождения МУВ. Рис. 3,б построен по данным об ос-цилляциях плазменных параметров, измеренных установленным на космическом аппарате ACE инструментом SWEPAM. Как видно из графиков, колебания всех параметров солнечной плазмы: плотности солнечного ветра N, скорости V и динамического давления солнечного ветра NV2/2, - имеют спектральные пики в диапазоне частот между 3 и 4 мГц. Интересно, что спектральная кривая динамического давления повторяет почти полностью спектральную кривую плотности солнечного ветра; спектр скорости солнечного ветра немного отличается от них. Волны диапазона Pc5, обнаруженные магнитометром ACE и плазменным инструментом SWEPAM, могут служить источником возмущений Pc5 в магнитосфере.
(а) АСЕ
v ' Before: 21.01.05 (00:00:06-16:46:14)
After: 21.01.05 18:30:14 - 22.01.05 11:16:22
ACE BZ ACE Bx
ACE:
After: 21.D1.05 18:30:46-22.01.05 07:14:30
0.1 -
т—I I I и 11- i-1—I I II I I |
1 10 Frequency (mHz) Frequency (mHz)
Рис. 3. Спектры колебаний, измеренных магнитометром АСЕ (а) и инструментом SWEPAM (Ь) до и после
прохождения МУВ
iNV2/2
3. Пульсации в магнитосфере. Для описания МГД колебаний во внутренней магнитосфере мы использовали данные двух геостационарных космических спутников - С0ЕБ-10 и СОЕБ-12, находившихся соответственно на географических меридианах 226° и 285°. Рис. 4 показывает спектры составляющей Нр колебаний, вычисленные с использованием минутных данных, зарегистрированных магнитометрами этих двух спутников в течение 27-часового интервала - с 21.01.2005 21:00 УТ до 22.01.2005 24:00 УТ .
Fre(]UHnc:y (Hz)
Рис. 4. Спектры составляющей Hp колебаний, вычисленные по минутным данным двух спутников GOES в течение 27-часового интервала - с 21.01.2005 21:00 UT до 22.01.2005 24:00UT
Эти спектры отличаются радикально по внешнему виду от измерений в межпланетной среде. Несомненно, это эффект резонансных свойств магнитосферы. Видна очевидная резонансная структура в пределах диапазона Pc5 для обоих космических аппаратов. Не все спектральные пики соответствуют друг другу, но общие пики в 1.6, 2.6, 3.6, 6.1 и 6.9 мГц очевидны. Из них только пик на частоте 2.6 мГц совпадает с одной из так называемых привилегированных (favoured) частот, которые, по мнению ряда авторов [Самсон и др., 1991; Ruohoniemi и др., 1991; Mathie и др., 1999; Walker, 2002], имеются во всех событиях Pc5.
4. Пространственное распределение амплитуды Pc5 по наземным данным. В таблице приведены географические и исправленные геомагнитные коор-
динаты магнитных обсерваторий сети
ИМТЕРМЛСЫЕТ, данные которых использовались при анализе. Координаты проекций вдоль силовых линий магнитного поля двух геостационарных спутников С0ЕБ-10 и СОЕБ-12 также включены в таблицу, как и приблизительное положение области в ионосфере, где радаром 1^1ак были обнаружены колебания Рс5 в скорости конвекции, измеренной методом Доплера. Расположение всех станций, перечисленных в таблице, показано на рис. 5. Отметим, что для построения этой схематической карты использовались исправленные геомагнитные координаты.
Станция или место Сокращенное наименование Географические координаты Исправленные геомагнитные координаты
Barrow BRW 71.3 203.4 70.1 251.4
College CMO 64.9 212.2 65.1 264.2
Yellowknife YKC 62.5 245.5 69.5 300.7
Sitka SIT 57.1 224.7 59.8 280.3
Shumagin SHU 55.4 199.5 53.1 258.6
Poste-de-la-Baleine PBQ 55.3 282.2 65.6 358.6
Meanook MEA 54.6 246.7 62 306
Eyrewell EYR -43.3 172.3 -50 256.2
McQuarie Island MCQ -54.5 158.8 -64.4 247.9
Kodiak field of view Kodiak 62 206 62 258
GOES-10 magnetic projection GOES-10 60 -65 242 193 66 -64 297 286
GOES-12 magnetic projection GOES-12 57 -80 281 251 67 -71 349 341
Спектральная плотность УНЧ колебаний на некоторых наземных станциях приведена на рис.6, где построены спектры для четырех обсерваторий с использованием магнитных данных для того же временного интервала, что и на рис. 4. Интересно, что спек-
90
и ьи
зо
с
F 0
р
ш
ÖJ
Тг? -30
TT
>
о -во
-90
IBSW™ IQ lYKC * GOES-.1 2 JV <
: "'Shu SIT MEA
-
^YR -
* "MCQ GOES-1 О ß( GOES-1Z
PBQ
Shumagin и Sitka она разделена между первой и второй гармониками.
240 270 300 330
Corrected geomagnetic longitude
360
Рис. 5. Схематическая карта расположения наземных магнитных станций, области поля зрения радара Kodiak и проекций спутников GOES на поверхность Земли
тры лучше всего соответствуют друг другу для групп станций, расположенных приблизительно вдоль одного геомагнитного меридиана: Barrow (BRW), Shumagin (SHU), and Eyrewell (EYR), - даже при том, что эти станции расположены в различных полушариях. Все три станции имеют основной пик спектральной плотности вблизи частоты 4.2 мГц и дополнительный пик близко к 2.5 мГц, тогда как спектры на других меридианах (SIT and MEA) имеют много спектральных пиков, разделенных расстоянием меньше 1 мГц. Таким образом, различие между станциями, вытянутыми вдоль одного меридиана, меньше, чем различие в спектрах между станциями на разных меридианах. Удивительно то, что для этого конкретного случая мы не видим тенденции понижения частоты с увеличением широты. Более того, пик на частоте 4.2 мГц на ав-роральной станции BRW (70°) является более мощным по сравнению с пиком на частоте 2.5 мГц. Наоборот, на среднеширотных станциях SHU (53°) и EYR (50°) оба пика сопоставимы по интенсивности. Это может быть проявлением перераспределения энергии гармоник резонатора силовой линии между различными станциями. Таким образом, возможно, что для Barrow главная часть энергии волны сосредоточена во второй гармонике, в то время как для обсерваторий
Рис. 6. Спектры УНЧ колебаний, измеренных на обсерваториях сети INTERMAGNET в период с 21.01.2005 21:00 UT до 22.01.2005 24:00 UT
Для нашего анализа мы использовали также данные высокочастотного радара Kodiak, входящего в сеть SuperDARN. Как видно из рис. 7, имеется общее соответствие между усилением колебаний магнитного поля по данным станции Eyrewell и интенсификацией колебаний скорости конвекции ионосферной плазмы в момент времени между 17.00 UT 21 января и 07.00 UT 22 января.
Значения скорости усреднены по пространству между 61 и 63 градусами магнитной широты и по радарным лучам номер 10 и 11 (то есть по долготному углу в 6 градусов). Спектры магнитных колебаний и флуктуаций скорости сопоставлены на рис. 8.
Здесь мы построили спектральную плотность колебаний, полученных по магнитным данным станций, расположенных под областью поля зрения радара Kodiak или очень близко к нему. Из рис. 8 можно видеть, что спектральный пик на частоте 2.5 мГц, который является наиболее заметным для магнитных станций, ясно виден и в спектре Kodiak. Что касается другого пика на частоте 4.2 мГц, то его нельзя выделить по данным Kodiak, так как данные получены с разрешением в 2 минуты.
Рис. 7. Сравнение измерений радара Kodiak с магнитными данными обсерватории EYR
J_I_I_LJ
1 3
Frequency (mHz) Рис. 8. Спектральная плотность флуктуации скорости и магнитных УНЧ колебаний, измеренных соответственно радаром Kodiak и двумя обсерваториями сети INTERMAGNET
5. Кросс-спектр и когерентность между станциями и областями. Чтобы проследить связи между спектрами колебаний на различных станциях и в различных областях магнитосферы, мы использовали статистические методы кросс-спектрального и когерентного анализа в процессе обработки данных. Примеры полученных результатов показаны на рис.9 и 10. Графики на этих рисунках вычислены для более короткого интервала данных, с 20:20 UT 21.01.2005 до 02:40 UT 22.01.2005. Этот временной интервал характеризовался самыми мощными УНЧ колебаниями как в космосе, так и на Земле. Матрицы значений кросс-амплитуды и когерентности были рассчитаны для всех отфильтрованных данных (за исключением внемагни-тосферных) в диапазоне частот 1.0-6.7 мГц. Кросс-амплитуда может интерпретироваться как мера кова-риации между соответствующими частотными компонентами двух рядов. Чтобы качественно характеризовать уровень когерентности пары рядов данных, мы ввели так называемый "порог достоверности когерентности", равный 0.7. Условимся, что два ряда данных когерентны на данной частоте, если значение их взаимного спектра велико и когерентность превышает 0.7.
Прежде всего, рассмотрим взаимную когерентность между колебаниями на геостационарных спутниках и магнитных станциях, расположенных близко к магнитной проекции этих спутников. На рис. 9 показана зависимость когерентности и кросс-амплитуды от частоты для пары Hp_G0ES-10-Y_MEA (левая панель) и пары Hp_G0ES-12-X_PBQ (правая панель). На левой панели мы видим, что условный порог достоверности превышен на двух частотах, равных примерно 3.6 мГц (когерентность равна 0.8) и около 4.6 мГц (когерентность равна 0.71). На правой панели порог превышен на двух других частотах - вблизи 1.3 мГц (0.83) и около 5.6 мГц (0.86). Из графиков можно сделать вывод, что для каждой из пар существуют две частотных области, где колебания на спутнике и на земле когерентны, но области эти не совпадают между собой для двух меридианов. Этот факт может быть объяснен плохой корреляцией между колебаниями, наблюдаемыми на двух меридианах как на земле, так и в магнитосфере.
Графики на левой панели рис.10, где изображены спектры взаимной когерентности и кросс-амплитуды для двух спутников, подтверждают эту гипотезу. Мы видим, что в этом случае порог достоверности когерентности не превышен ни на одной частоте. Таким образом, ковариация УНЧ колебаний, наблюдавшихся двумя G0ES спутниками, плохая, несмотря на их относительно подобные спектры (см. рис. 4).
Наконец, правая панель рис. 10 показывает взаимную когерентность и кросс-амплитуду колебаний скорости конвекции, наблюдаемых в ионосфере радаром Kodiak, и колебаний магнитного поля на обсерватории College. Трудно ожидать хорошую ковариацию для таких различных параметров, наблюдаемых в различных средах разнообразными методами. Однако мы видим умеренную когерентность для двух частотных компонентов 2.6 и 4.6 мГц.
6. Обсуждение и выводы. В отличие от многих предыдущих работ [Mathie и др., 1999; Liu и др., 2003], наше исследование имеет отношение к случаю глобальных колебаний Pc5. Это позволило нам сравнивать одновременные наблюдения УНЧ в различных областях околоземного пространства. Кроме того, для
Рис. 9. Когерентность и кросс-амплитуда для пар Нр_СОЕБ-10-У_МЕА (левая панель) и ряд Нр_СОЕБ-12-
У_РБО (правая панель)
Рис. 10. Когерентность и кросс-амплитуда для двух геостационарных спутников (левая панель) и для радара
Kodiak и обсерватории College (правая панель)
нашего анализа мы имели возможность использовать длинные ряды данных, длящиеся много часов. Изложенные выше результаты анализа позволяют прийти к следующим выводам:
1. Хотя в полосе Pc5 перед фронтом ударной волны был заметен увеличенный фон УНЧ, мы не могли найти никакой резонансной структуры в колебаниях вне магнитосферы в противоречии с гипотезой Walker [2002] о внемагнитосферной природе резонансной структуры Pc5.
2. Обнаружена более тесная связь между активностью УНЧ колебаний, наблюдаемых на одном меридиане в различных широтах, чем между УНЧ волнами, наблюдавшимися вдоль одной параллели на разных меридианах. То же относится к колебаниям в космосе: когерентность между пульсациями Pc5, наблюдаемыми около вершины силовой линии и в ее основании, намного выше, чем между двумя геостационарными спутниками, находящимися в двух разных меридиональных плоскостях.
3. Соответствие между вариациями скорости конвекции в ионосфере и магнитными колебаниями на земле оказывается высоким, по крайней мере, оно не ниже, чем между магнитными пульсациями на соседних меридианах.
4. Ни на земле, ни в космосе мы не нашли устойчивого ряда дискретных частот в наблюдениях Pc5, о котором сообщалось в нескольких более ранних работах [Samson et al., 1991; Ruohoniemi et al., 1991; Mathie et al., 1999; Walker, 2002].
Авторы благодарят сотрудников магнитных обсерваторий, данные которых были использованы в работе. Мы признательны руководителям проектов INTERMAGNET (J. Rasson, веб-сайт www.intermagnet.org), а также GOES (H. Zinger), WIND (R. Lepping) и ACE (N. Ness) за доступ к данным, представленным на сайте cdaweb.gsfc.nasa.gov/istp-public.
Работа частично была поддержана грантом РФФИ 10-05-00661.
1. Гогатишвили Я.М. Появление длиннопериодных пульсаций на средних широтах // Геомагнетизм и аэрономия. 1974. Т. 14, №4. С. 658-660.
2. Mathie, R.A., Mann, I.R., Menk, F.W., Orr, D. J. Geophys. Res. 104, 7025, 1999.
3. Motoba, T., T. Kikuchi, H. Luhr, H. Tachihara, T.-I. Kitamura, K. Hayashi, and T. Okuzawa, Global Pc5 caused by a DP 2-type ionospheric current system, J. Geophys. Res., 107(A2), 1032, doi:10.1029/2001JA900156, 2002.
4. Potapov, A., A. Guglielmi, B. Tsegmed, J. Kultima. Global Pc5 event during 29-31 October 2003 magnetic storm. Advances in Space Research. Volume 38, Issue 8. Pages 1582-1586. 2006.
ский список
5. Samson, J., Greenwald, R., Ruohoniemi, J., Hughes, T., Wallis, D. Can. J. Phys., 69, 929, 1991.
6. Ruohoniemi, J., Greenwald, R., Baker, K.B., Samson, J. J. Geophys. Res., 96, 15697, 1991.
7. Walker, A.D. J. Geophys. Res., 107(A12), D0l:10.1029/2001 JA009188, 2002.
8. Liu, Y.H., Fraser, B.J., Liu, R.Y., Ponomarenko, P.V. J. Geophys. Res., 108(A7), D0I:10.1029/2002JA009336, 2003.
9. Ziesolleck, C. W. S., and F. H. Chamalaun, A two-dimensional array study of low-latitude Pc5 geomagnetic pulsations, J. Geophys. Res., 98, 13,703, 1993.
