НЕОБЫЧНО БОЛЬШОЙ МАГНИТОСФЕРНЫЙ ЭФФЕКТ В КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧАХ 20 НОЯБРЯ 2003 Г.

А.В. Белов¹, Л.М. Байсултанова¹, Е.А. Ерошенко¹, Е. Мавромичалаки², В.В. Пчелкин³, В.Г. Янке¹

(1) Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН

(2) Физический факультет Афинского университета.

(3) Полярный геофизический институт.

По данным наземных наблюдений космических лучей мировой сети станций методом глобальной съемки выделены вариации магнитосферного происхождения. На их основе получено планетарное распределение изменений жесткостей геомагнитного обрезания во время магнитной бури 20 ноября 2003 года. Для данного события установлена корреляционная связь между индексом и изменением жесткости геомагнитного обрезания для каждой станции. Полученные результаты можно использовать как для коррекции нейтронных мониторов на магнитосферные эффекты, так и для уточнения моделей магнитосферных токовых систем во время магнитных бурь.

Введение.

Возмущения магнитного поля Земли во время магнитных бурь могут приводить к существенному изменению траекторий заряженных частиц в магнитосфере, вплоть до того, что разрешенные траектории могут стать запрещенными и наоборот. Это имеет два главных следствия для наземных наблюдений: 1) изменяются эффективные пороги обрезания и 2) изменяются эффективные асимптотические направления прихода частиц и, следовательно, приемные коэффициенты для различных станций. Для солнечных космических лучей одинаково важны оба следствия, для галактических космических лучей доминирует эффект, связанный с изменением жесткостей геомагнитного обрезания. Магнитосферный эффект, связанный с изменением жесткостей обрезания, может быть достаточно велик, чтобы существенно исказить вариации космических лучей, наблюдаемые на данной станции, или даже полностью изменить его характер. Примером может служить магнитосферный эффект во время магнитной бури 20 ноября 2003 года (рис. 1).

Есть несколько причин особого интереса к магнитосферным вариациям. Во-первых, эти эффекты интересны с физической точки зрения – с точки зрения образования, развития и распада магнитосферных токовых систем, с точки зрения глобального взаимодействия космического излучения с геомагнитным полем. Во-вторых, магнитосферные эффекты важны с методической точки зрения, поскольку мешают изучать внеземные вариации космических лучей и, по возможности, должны быть удалены из экспериментальных данных. Большие магнитосферные эффекты, как правило, наблюдаются одновременно с большими модуляционными эффектами космических лучей, поскольку и те и другие имеют общие причины.

Вариации космических лучей, связанные с изменениями жесткости геомагнитного обрезания во время больших магнитных бурь, исследовались в целом ряде работ [1-9]. Можно даже считать, что задача, в целом, решена. Тем не менее, существует ряд важных практических задач, связанных с магнитосферными эффектами космических лучей. Сформулируем некоторые из них.

1) Исследовать все крупные (>100) магнитные бури, разработать методику поправок на геомагнитные эффекты и освободить данные мировой сети от магнитосферных вариаций. Мы ожидаем, что после исследования достаточного числа магнитных бурь, можно будет для каждой станции найти численную связь между ожидаемым и и использовать этот результат для введения поправок на магнитосферные эффекты, хотя бы в качестве первого приближения.

2) Провести проверку моделей токовых систем для всех фаз развития магнитной бури. Привлечение именно космических лучей важно с точки зрения глобального воздействия токовых систем на изменение траекторий движения космических лучей в таких магнитных полях. Причем, такие работы интересно провести как для начальной фазы магнитной бури, связанной с токовыми системами в магнитопаузе, когда жесткость геомагнитного обрезания увеличивается по сравнению со спокойным уровнем, так и во время главной фазы магнитной бури, когда жесткость геомагнитного обрезания значительно уменьшается. При этом различным образом проявляются широтные и долготные зависимости этих эффектов [7].

В данной работе мы ставили своей задачей детально исследовать магнитосферные эффекты на примере исключительно большой магнитной бури 20 ноября 2003 года.

События на Солнце и в межпланетном пространстве в ноябре 2003.

Наиболее эффективны 18 ноября 2003 года были две активные области на Солнце: 501 (484) и 508 (486). Последняя большая вспышка в группе 508 наблюдалась 18 ноября на восточном лимбе (M4., начало 09:23 UT, максимум 10:11 UT). В это же время в области 501 в центре диска произошли две продолжительные вспышки (M3.2/2N N00W18, начало 07:16 UT, максимум 07:54 UT; M3.9/, начало 08:12 UT, максимум 08:31 UT), сопровождавшиеся мощными выбросами вещества, которые оказались чрезвычайно эффективны. Еще более мощным был выброс от лимбовой вспышки. Исключительно большая буря, связанная со вспышками 18 ноября (как минимум с двумя центральными, а возможно и со всеми тремя) началась 20 ноября. После прихода к Земле ударной волны (07:28, SOHO; SSC 08:04) и входа Земли в протяженное магнитное облако напряженность ММП достигла в нем 60 нТл и почти такой же величины была его отрицательная Bz-компонента. По этой причине геомагнитная активность в конце суток 20 ноября достигла уровня очень большой (severe) бури. -индекс опустился до –465 , ниже он был только однажды: 13-14 марта 1989 г. Полярное сияние наблюдалось даже на юге Европы. Результат сведен ниже в таблице.

	UT	Onset	Амплитуда Форбуш понижения,%	Sourсe
2003/11/20	7:28 8:04	SS, SC	2+	sf+sf+ch?+ sf 2003.11.18 7:16 M3.2/2N N00E18 II/3 IV/2 halo CME (1175) +M3.9 8:12

Данные и метод анализа.

Анализ базировался на часовых данных нейтронных мониторов мировой сети станций космических лучей. Использовались данные 39 нейтронных мониторов. Из них 15 высокоширотных (<1.2 GV), 22 – среднеширотных и 2 приэкваториальных (>10 GV) нейтронных монитора. Полный список приведен в Acknowledgements. На момент выполнения работы отсутствовали данные некоторых очень важных для нашей задачи нейтронных мониторов: Beijing, Tibet, Mexico, ESOI, Kergelen, Terra Adelia, Mawson и Kingston. Оперативно вычисляемые данные индекс для ноября 2003 взяты с сервера МЦД-С2 (http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/).

Задача решалась разработанным нами ранее вариантом [5] метода глобальной съемки [10], который является по существу усложненным вариантом сферического анализа. В этом методе фактически объединены три метода. Это метод функций связи, позволяющий вариации космических лучей, на уровне наблюдения, связать с ожидаемыми вариациями на границе атмосферы. На следующем этапе метод траекторных расчетов движения частиц для конкретной магнитосферы позволяет связать эти вариации с вариациями за пределами магнитосферы. И, наконец, на заключительном этапе метод сферического анализа позволяет выделить значимые для конкретной задачи сферические гармоники и провести дальнейший анализ. Объединение этих трех методов для решения задач вариаций космических лучей и составляет суть метода глобальной съемки. На разных этапах разрабатывались различные варианты этого метода. Мы базировались на варианте, который нами кратко описан в [5,7]. Для записи основных уравнений, используем обозначения:

- спектр вариаций космических лучей, где амплитуда нулевой гармоники вариаций космических лучей, - показатель спектра вариаций; - три компоненты первой гармоники вариаций космических лучей в декартовой системе координат, соответственно коэффициенты связи для каждой компоненты;

- функции связи для прибора типа , расположенном на уровне в пункте с жесткостью геомагнитного обрезания . Наблюдаемые вариации есть сумма магнитосферных , изотропных и анизотропных вариаций; а невязка отражает, например, возможные аппаратурные вариации, неадекватность используемой модели вариаций. В кратком виде

+++.

В предположении, что данные освобождены от метеорологических вариаций и ограничиваясь первой сферической гармоникой, для вариаций в пункте можно написать систему спектрографических уравнений

+

++,

Система уравнений решается методом минимизации суммы квадратов невязок относительно неизвестных параметров, характеризующих зависимость спектра вариаций интенсивности первичных космических лучей и , а также составляющие вектора анизотропии . Для магнитосферных вариаций возможны два подхода. В одном случае задается модельная зависимость от , например, как предлагается в работе [6] . В этом случае система уравнений решается относительно следующего набора параметров пдюс , и . Понятно, что задание широтной зависимости от заранее сужает возможности метода. Изменения жесткости геомагнитного обрезания, обусловленные возникновением магнитосферного кольцевого тока во время главной фазы магнитосферной бури и в силу его кольцевой симметрии имеют незначительные долготные зависимости. Напротив, изменения жесткости геомагнитного обрезания, обусловленные токовыми системами во время начальной фазы магнитной бури зависимы от долготы. Это ясно, поскольку распределение токов на дневной стороне магнитосферы значительно отличается от распределения на ночной стороне.

Для определения широтной зависимости изменений жесткостей геомагнитного обрезания возможен и другой подход, не опирающийся на модельное представление зависимости от жесткости . В настоящей работе мы использовали этот подход, суть которого в следующем. Системы спектрографических уравнений решалась без слагаемого, описывающего магнитосферные вариации. Метод решения системы уравнений включал магнитосферные вариации также в невязку, т.е. для невязки можно записать

,

где -вклад в невязку за счет неадекватности модели (спектр, более высокие гармоники), - высокочастотная, статистическая составляющая, - низкочастотная составляющая (дрейф аппаратуры). Применяя соответствующие фильтры, вкладом от последних двух источников можно пренебречь. Если последние три слагаемых пренебрежимо малы по сравнению с магнитосферными вариациями, то , т.е. всю возникающую невязку можно отнести за счет магнитосферного эффекта. В этом случае можно записать

В таком безмодельном подходе изменения жесткостей геомагнитного обрезания на различных станциях космических лучей определяются независимо друг от друга. Чтобы избежать взаимного влияние гармоник, принимались специальные меры при решении системы спектрографических уравнений.

Результаты анализа и их обсуждение.

Что можно увидеть без сложной обработки данных сети станций космических лучей? Это то, что несмотря на исключительно большую магнитную бурю, Форбуш понижение было умеренным и с достаточно жестким спектром вариаций. Магнитосферный эффект был наибольшим на относительно низкоширотных станциях, а не на среднеширотных, как это достаточно часто наблюдается. Магнитосферный эффект был значителен по амплитуде, так что Форбуш понижение на этих станциях полностью маскируется магнитосферным эффектом.

Это видно из рис. 1, на котором приведены неисправленные и исправленные (верхняя и нижняя части рисунка соответственно) на магнитосферные эффекты вариации КЛ для станций Athens и Potchefstroom. Вариации на этих станциях сравниваются с вариациями на высокоширотных станциях Apatity и McMurdo. В результате проведенного анализа мы для различных моментов времени для каждой станции получаем изменение жесткостей геомагнитного обрезания. Для всех станций этот результат приведен в приложении A1, а для станций Athens и Jungfraujoch на рис 2. На этом же рисунке приводится сравнение найденных и . Это не аппроксимация, а визуальное совмещение масштабов. Видна очень хорошая корреляция для всего представленного периода. Несмотря на то, что обычно станция Jungfraujoch в 2 раза более чувствительна к геомагнитным эффектам, чем станция Athens, на последней геомагнитный эффект в два раза больше. Как будет видно ниже, это связано с особенностью бури 20 ноября 2003 года, а именно с пространственным расположением токовой системы. На рис.3 эти же результаты представлены в виде корреляционных зависимостей (для всех станций корреляционные кривые приведены в приложении A2 и А3). Здесь можно выделить две области. По первой области малых индексов легко даже визуально оценить достигаемую точность определения в используемом нами подходе. Из рис. 3 точность определения можно оценить как 0.1 для каждой станции. По второй области больших геомагнитных возмущений видно, что для с амплитудой больше 50 (минимум для бурь) мы наблюдаем приблизительно линейную зависимость от . Для станции Athens коэффициент регрессии равен 0.00267, для Jungfraujoch 0.00178. Поскольку мы предполагаем провести уточнение наших результатов после получения полного набора данных с сети станций, для связи от мы не проводили детального анализа, в том числе анализа точности получаемых аппроксимаций.

Для каждого момента времени с момента прихода ударной волны на Землю и до завершения фазы восстановления магнитосферы были построены широтные зависимости изменений жесткостей геомагнитного обрезания. Эти результаты представлены в приложении А4 и А5, а для максимума развития магнитной бури приведены на рис. 4. На этом рисунке приведены только ошибки, оценки которых получены при решении системы уравнений. Другие источники ошибок, которые гораздо сложнее оценить, следующие. При оценке необходимо знать значение функций связи в области жесткости геомагнитного обрезания. Функции связи, которые используются нами, приведены на рис. 5. Область пенумбры, наклонный приход частиц приводят к размыванию функций связи в области и, следовательно, необходимо использовать некоторые эффективные значения, учитывающие такое размывание. Это, пожалуй, наибольшая неопределенность в нашей задаче. Видимо, наблюдаемый разброс найденных значений , как видно из рис.4, связан именно с этой определенностью. Кроме того, для некоторых моментов времени возможна дополнительная ошибка из-за не учета 2-й гармоники. Как мы уже говорили, особенность данного события в том, максимальный магнитосферный эффект наблюдается не на среднеширотных, а на низкоширотных станциях космических лучей. В этом случае максимум в широтном распределение изменений жесткости геомагнитного обрезания значительно смещен в область больших жесткостей и находится примерно в районе 7-8 . Из этого следует, что в рамках простейшей модели [11] кольцевого тока, распределенного по оболочке пропорционально косинусу широты и текущего в западном направлении, последний в данном случае максимально приближен к Земле и находится примерно на расстоянии 3-х радиусов от ее центра. Для магнитных бурь с максимумом в широтном распределении изменений жесткости геомагнитного обрезания в районе 3-4 токовая система находится примерно на расстоянии 5-ти радиусов Земли.

Величина магнитосферной вариации определяется произведением и поэтому значение функции связи при жесткости обрезания определяет чувствительность станции к магнитосферным эффектам. В таблице 2 величина в приводится для различных станций. Из этой таблицы видно, что несмотря на то, что наиболее чувствительна к геомагнитным эффектам станция Jungfraujoch, магнитосферный эффект на этой стации был почти в 2 раза меньше, чем на станции Athens. Это связано с особенностью широтного распределения изменений жесткости обрезания в событии 20 ноября 2003 года.

На рис.4 сравниваются также экспериментальные и расчетные значения изменений жесткостей геомагнитного обрезания для момента максимума эффекта в 19.30 UT. Расчет проводился с использованием последней "буревой" модели магнитосферного магнитного поля [12] по методике, описанной в [13]. Расчет траекторий проводился от главного конуса к штёрмеровскому, суммируя все разрешённые интервалы (т.е. для плоского спектра). Сетка расчёта - 0.002ГВ. Длительность расчёта траекторий квазизахваченных частиц выбиралась из условия близости к асимптотическому значению. Тестирование проводилось в достаточно спокойный период 2003.11.20 6:30 UT. Для этой точки пакет классический T89 и новый T01s дают очень близкие значения. Относительно этого момента и определялись изменения жесткостей геомагнитного обрезания. Экспериментальные точки несколько смещены по жесткости геомагнитного обрезания, поскольку они определялись для модели главного магнитного поля IGRF-1990. Видно, что при жесткостях > 6 GV наблюдается очень хорошее согласие (и по абсолютной величине) для экспериментальных и расчетных точек. Расхождение при меньших жесткостях может быть обусловлено: неадекватностью модели для таких больших возмущений в магнитосфере, возможна некорректность в методике экспериментального определения изменений жесткостей геомагнитного обрезания.

Обращает внимание "выпадение" станции Mexico из общего хода расчетных значений изменений жесткостей геомагнитного обрезания. Для этой станции ширина пенумбры резко уменьшается. В то время как значение главного конуса понижается очень существенно, значение штёрмеровского конуса (и, соответственно, эффективная жёсткость) сильно приближается к главному. Т.е., если кривые строить не по эффективным, а по главным значениям, то такого выпадения не будет. Такая ситуация наблюдается только для таких больших бурь. Возможно, требуется некоторое исследование, и, возможно, изменения методики. Возможно, необходимо учесть наклонные траектории. Кстати, такой эффект (неравномерное, иногда почти скачкообразное изменение ширины пенумбры) наблюдается и на других станций, хотя и не в такой степени.

Основные выводы.

1) Во время большой магнитной бури 20 ноября 2003 года наблюдался незначительный магнитосферный эффект во время начальной фазы магнитной бури и исключительно большой магнитосферный эффект во время главной фазы. Это позволило для каждого момента времени для главной и фазы восстановления магнитосферы получить широтные зависимости изменений жесткостей геомагнитного обрезания. Это позволит проследить динамику развития и затухания кольцевых токовых систем.

2) Проведенный расчет значений изменений жесткостей геомагнитного обрезания для последней "буревой" модели магнитосферного магнитного поля показал, что для жесткостей > 6 GV наблюдается очень хорошее согласие (и по абсолютной величине) между экспериментальными и расчетными данными. Расхождение при меньших жесткостях может быть обусловлено: неадекватностью модели для таких больших возмущений в магнитосфере, возможна некорректность в методике экспериментального определения изменений жесткостей геомагнитного обрезания.

3) Кольцевая токовая система во время магнитной бури 20 ноября 2003 года находилась на более близком расстоянии, по-видимому, около 3 радиусов Земли. Вследствие этого максимальный магнитосферный эффект наблюдался не на среднеширотных как чаще наблюдается, а на более низкоширотных станциях. Максимум изменений жесткости геомагнитного обрезания сместился от 3-4 до 7-8 .

4) Безмодельный подход достаточно хорош для исследования долготно-широтного распределения магнитосферного эффекта, однако при проведении гармонического анализа в реальном времени модельный подход более удобен, поскольку он позволит исключить магнитосферные вариации еще на этапе решения спектрографических уравнений.

Благодарности. Эта работа и работа сети станций космических лучей поддержана Российским фондом фундаментальных исследований (гранты 04-02-16763, 03-07-90389), американо-канадские станции фондом NSF USA (грант ATM-0000315). Авторы благодарны сотрудникам всех станций космических лучей, на данных которых базируется наша работа. Это - Alma-Ata, Apatity, Baksan, Barensburg, Calgary, Cape Shmidt, Climax, Erevan, ESOI, Fort Smith, Haleakala, Hermanus, Inuvik, Irkutsk, Jungfraujoch, Kiel, Larc, Lomnicky Stit, McMurdo, Magadan, Mexico, Moscow, Nain, Norilsk, Novosibirsk, Newark, Oulu, Potchefstrom, Peawanuck, Tixie bay, Rome, Sanae, South Pole, Thule, Tsumeb, Yakutsk, Beijing, Tibet, Kergelen, Terra Adelia, Mawson и Kingston.

Список литературы

1. Debrunner H., Flueckiger E., von Mandach H., Arens M. // ”Determination of the ring current radii from cosmic ray neutron monitor data for the 17 December 1971 magnetic storm”, Planetary and Space Science, 1979, V. 27, p. 577-581, May 1979.

2. Flueckiger E. O., Smart D. F., Shea M.A. // ”On the effect of magnetospheric current systems on cosmic ray cutoff rigidities”, Proc. 17th ICRC, Paris, 1981, V.4, p. 244-247.

3. Fluckiger E., Smart D., Shea M. // Proc. 20-th ICRC, Moscow, 1987, V. 4, 216.

4. Dvornicov V., Sdobnov V., Sergeev A. // Proc. 20-th ICRC, Moscow, 1987, v. 4, 220.

5. Baisultanova L., Belov A., Dorman L., Yanke V. // “Magnetopheric effects in cosmic rays during Forbush decrease”, Proc. 20-th ICRC, Moscow, 1987, V. 4, 231.

6. Dvornikov V., Sdobnov V. // “Modification of the method for spectrographic global surveyfor studing variation I theplanetary system of geomagnetic cutoff rigidities”, Izv. Adem. Nauk SSSR, Se. Fiz., 1988, Vol. 55(10), p. 1991.

7. Baisultanova L., Belov A., Yanke V. // “Magnetospheric effect of cosmic rays within the different phases of magnetic storms”, 1995, Proc 24-th ICRC, Roma, v. 4, 1090.

8. Сдобнов В.Е., Дворников В.М., Луковникова А.А.,Осипова Н.А. // Определение вариаций планетарной системы жесткостей геомагнитного обрезания по данным наземных наблюдений на мировой сети нейтронных мониторов. “Солнечно-земная физика”, 2002, вып. 2, p. 230-232.

9. Dvornicov V., Sdobnov V. // “Variation in the rigidity spectrum and anisotropy of cosmic rays at the period of Forbush effect 0n 12-25 July”, International JGA, 2002, V. 3, No. 3, Р. 1-11, February 2002.

10. Krymskiy G.F., Kusmin A.I., Chircov N.P., Krivoshapkin P.A., Skripin G.V., Altuchov A.M. // “Cosmic ray distribution and reception vectors of detectors”, G&A, 1966, 6, 991-997.

11. Treiman S.B. // “Effect of equatorial ring current on cosmic ray intensity”, Phys. Rev., 1953, V. 89(1), Р. 130.

12. Tsyganenko N.A., Singer H.J., Kasper J.C. // “Storm-time distribution of the inner magnetosphere: How severe can it get?”, J. Geophys. Res., 2003, V. 108(A5), 1209, doi:10.1029/2002JA009808.

13. Пчелкин В.В., Вашенюк Э.В. // “Эффекты квазидрейфа и проблема пенумбры космических лучей”, Изв. РАН. Сер. физ. 2001. Т. 65. № 3. С. 416.

Приложение А1.

Сравнение найденных для различных станций и .

Приложение А2.

Корреляция найденных и для различных станций.

Приложение А3.

Широтная зависимость изменений dRc для различных моментов времени.