Геомагнетизм и аэрономия, 2020, T. 60, № 6, стр. 727-739

1. ВВЕДЕНИЕ

Исследование магнитных бурь и связанных с ними процессов передачи энергии из солнечного ветра (СВ) в магнитосферу, ионосферу и верхнюю атмосферу Земли является важным для понимания физической картины солнечно-земных связей. Установлено, что магнитные бури развиваются при подходе к Земле возмущенных структур СВ, в которых может формироваться южная составляющая межпланетного магнитного поля (ММП) Bz. С поворотом Bz ММП к югу в результате процесса пересоединения межпланетного и геомагнитного полей происходит усиление поступления энергии СВ в магнитосферу и, как следствие этого, усиление имеющихся и генерация новых токовых систем, приводящих к возмущению спокойного геомагнитного поля [Dungey, 1961]. Несмотря на то, что общие связи между параметрами плазмы СВ и ММП и магнитосферной активностью за последние полвека достаточно хорошо изучены [Russell et al., 1974; Burton et al., 1975; Perrault and Akasofu, 1978; Akasofu, 1983; Gonzalez et al., 1994; Gonzalez and Echer, 2005], остается не до конца ясным вопрос о зависимости геомагнитной возмущенности, в частности магнитных бурь, от типа их межпланетных источников (драйверов).

Согласно каталога крупномасштабных структур СВ [Ермолаев и др., 2009], в нем можно выделить геоэффективные (возмущенные) структуры двух видов: IСМЕ (магнитные облака MC и “поршни” Ejecta) и сжатые потоки СВ, включающие области сжатия между медленным и быстрым потоками СВ (CIR) и области компрессии Sheath перед быстрыми МС и Еjecta. Эти типы СВ обладают геоэффективностью, так как могут включать в себя длительную южную Bz ММП [Gonzalez at al., 1999; Gosling and Pizzo, 1999; Crooker, 2000; Bothmer, 2004]. Уже не подлежит сомнению, что различия межпланетных источников, приводящих к магнитным бурям, с разными физическими характеристиками, размерами и распределением параметров плазмы и ММП внутри них могут приводить к различию в магнитосферном отклике, в том числе в развитии магнитных бурь [Borovsky et al., 2006; Huttunen et al., 2006; Pulkkinen еt al., 2007; Ермолаев и др., 2007, 2010, 2011; Николаева и др., 2012а, 2012б, 2017; Yermolaev et al., 2014; Despirak et al., 2018; Дремухина и др., 2019; Бороев и Васильев, 2020, и ссылки в них].

Различия в отклике магнитосферы на разные геоэффективные межпланетные источники обычно рассматриваются на основе анализа геомагнитных индексов, характеризующих интенсивность разных магнитосферных токовых систем. Чаще анализируются различия в зависимости между геоэффективными параметрами СВ и высокоширотными (AE, AU, AL) и низкоширотными (Dst, Kp) индексами для пар межпланетных источников, таких как СМЕ- и CIR-события [см., например, Borovsky et al., 2006; Plotnikov and Barkova, 2007; Longden et al., 2008; Boroev and Vasiliev, 2018; Boroev, 2019; Бороев и Васильев, 2020 и ссылки в них]. При этом используются разные критерии при определении источников магнитных бурь. Так в работе [Borovsky et al., 2006], в которой обсуждается 21 различие в магнитосферных проявлениях при MC- и CIR-бурях, такие как плотность и температура плазменного слоя, формирование новых радиационных поясов, степень искажения (вытягивания) дипольного геомагнитного поля в хвостовой части магнитосферы и т.п., к MC-бурям отнесены все бури, связанные со структурами MC, Ejecta и Sheath, а к CIR-бурям – с рекуррентными высокоскоростными потоками. В работе [Plotnikov and Barkova, 2007] рассматриваются бури, инициированные только магнитными облаками MC и высокоскоростными потоками CIR, и получена линейная зависимость максимальных значений |Dst| и AE от электрического поля СВ (Ey) на главной фазе для CIR-бурь и нелинейная для MC-бурь. В отличие от упомянутой выше, в работе [Boroev, 2019] была получена линейная зависимость средних (за главную фазу) значений AE от среднего Ey как для CIR- так и для MC-бурь. При этом к MC были отнесены транзиентные события ICME, а к CIR – высокоскоростные потоки. В работе [Despirak et al., 2018] были проанализированы магнитосферные суббури разных видов, развивающиеся на широтах от авроральных ~70° и выше (так называемые “expanded”), и наблюдаемые на геомагнитных широтах >70° (“polar”) и было установлено, что первые наблюдаются преимущественно в интервалы высокоскоростных потоков и областей сжатия CIR, а вторые – в интервалы медленных потоков и при пересечениях гелиосферного токового слоя. В работе [Дремухина и др., 2019] были проанализированы четыре группы бурь с разными межпланетными источниками, определенными на основе каталога крупномасштабных структур СВ [Ермолаев и др., 2009], и показано, что для всех групп бурь существуют заметные различия в динамике индексов геомагнитной активности, характеризующих разные широтные зоны земной поверхности (Dst, ap, AE и PC). При этом различия в абсолютных значениях геомагнитных индексов при развитии магнитных бурь, инициированных разными источниками, больше для низкоширотных индексов, в то время как динамика более разнообразна для высокоширотных индексов.

Кроме обычно используемых индексов AE, Dst, Kp в отдельных работах анализируются также долготно-асимметричный ASY-H и симметричный SYM-H-индексы, введенные относительно недавно для описания среднеширотной возмущенности геомагнитного поля с высоким временны́м разрешением (1 или 5-минут) [Iyemori T., 1990]). Значения этих индексов определяются по одноминутным значениям компонент геомагнитного поля, полученных на 6-ти магнитных станциях, равномерно распределенных по долготе в интервале геомагнитных широт от –46.22° до 49.75° (включая 4 станции, по данным которых вычисляется индекс Dst). В физическом смысле индекс SYM-H аналогичен индексу Dst [Sugiura and Poros, 1971] и рассчитывается как среднее значение возмущений на всех 6-ти станциях, полученных после вычитания из них значений главного магнитного поля Земли и спокойной солнечно-суточной вариации Sq (которые определяются по 5 спокойным дням каждого месяца). Различие состоит в том, что индекс SYM-H имеет 1-минутное разрешение и определяется по данным другого набора станций. Аналогично индекс ASY-H подобен предложенной в работе [Kawasaki and Akasofu, 1971] среднечасовой DS-вариации и определяется как разность между максимальным и минимальным значениями возмущений, зарегистрированными на выбранных станциях, после вычитания из них симметричной части SYM-H. Таким образом, индексы SYM-H и ASY-H являются количественными характеристиками симметричной и несимметричной частей наблюдаемого среднеширотного магнитного возмущения.

Индексы SYM-H и ASY-H чаще используются при анализе отдельных бурь без учета их межпланетного источника [Фельдштейн и др., 1993; Feldstein et al., 1994; Соловьев и др., 2005; Бархатов и др., 2008]. Авторы [Фельдштейн и др., 1993; Feldstein et al., 1994] на примере нескольких бурь пришли к выводу, что долготная асимметрия вариаций поля, наблюдаемых во время магнитных бурь (ASY-H), обусловлена эффектами продольных токов и величина ASY-H более чувствительна к вариациям геоэффективных параметров СВ, особенно к Bz ММП, чем симметричная часть кольцевого тока. Статистически исследовались различия в отклике в SYM-H и ASY-H во время магнитных бурь, инициированных MC и Sheath-областями, в работах [Huttunen et al., 2006; Pulkkinen et al., 2007]. В них на основании поведения магнитных индексов SYM-H и ASY-H в периоды 28 бурь, (по 14 для каждого источника), зарегистрированных с 1997 по 2002 гг., авторы пришли к выводу, что бури, вызванные Sheath-событиями, связаны с большей асимметричностью кольцевого тока, чем магнитные бури, вызванные MC-событиями. С использованием тех же данных в работе [Huttunen et al., 2006] было установлено, что области Sheath приводят к более сильной авроральной активности, в то время как драйверы типа МС вызывают более интенсивное развитие кольцевого тока. Однако, в работе [Бороев и Васильев, 2020] на основе корреляционного анализа связи индекса ASY-H с межпланетными параметрами в периоды бурь, индуцированных CIR и MC, сделан вывод, что тип межпланетного источника бури никак не влияет на динамику ASY-H.

Таким образом, вопрос о влиянии типа межпланетного источника бури на ее развитие до настоящего времени ясен не до конца.

Цель настоящей работы – установить возможные различия в развитии главной фазы магнитных бурь в зависимости от их межпланетного источника на основе среднеширотных индекcов SYM-H и ASY-H, характеризующих симметричную и асимметричную части геомагнитных возмущений, а также проанализировать возможные причины таких различий. В работе мы используем классификацию возмущенных структур СВ, основанную на данных Каталога (ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/) и статьи [Ермолаев и др., 2009].

2. ДАННЫЕ И МЕТОД АНАЛИЗА

В таблице 1 приведен список используемых для анализа магнитных бурь, в котором указаны дата и время UT их начала, максимальная интенсивность Dst_min и длительность главных фаз. Таблица 1 состоит из двух частей, из которых верхняя содержит данные для бурь, инициированных Sheath- и MC-областями СВ, а нижняя относится к Ejecta- и CIR-бурям.

Для анализа были использованы среднечасовые значения индексов ASY-H, SYM-H, Dst, и AL, Bz ММП, а также потоков протонов с энергиями >10 МэВ (F), полученные по данным геостационарных КА GOES, представленные в базе данных OMNI (http://omniweb.gsfc.nasa.gov) [King and Papitashvili, 2004]. Среднечасовые значения ASY-H, SYM-H и F были получены усреднением 5-мин данных. 58 отобранных для анализа интенсивных магнитных бурь с –271 ≤ Dst_min ≤ –90, зарегистрированных за период 1995–2017 гг., были разделены на четыре группы в зависимости от их межпланетного источника: области CIR; IСМЕ, включающие MC и Ejecta; области сжатия Sheath. Сложные бури с многоступенчатой главной фазой, для которых трудно определяется их межпланетный источник, или он определяется как составной из нескольких типов СВ, из анализа были исключены (как правило, это интенсивные бури с Dst_min < –200 нТл). Из-за небольшого числа соответствующих критериям отбора бурь в анализ было включено несколько бурь с Dst_min от –90 до ‒100 нТл и одна с Dst_min = –271 нТл. По той же причине при анализе не проводилось разделение на бури, инициированные событиями Sheath перед MC и Sheath перед Ejecta, и учет наличия или отсутствия внезапного начала SSC на предварительной фазе бури. Источник считался однозначно определенным, если магнитная буря начиналась в его интервале и ее главная фаза заканчивалась не ранее, чем за 2 часа до окончания интервала этого источника. В настоящей работе мы используем только Dst-индекс, не рассматривая отдельно, из-за ограниченного объема статьи, исправленный на вклад токов магнитопаузы индекс Dst *, который, как правило, повторяет временнóй ход Dst. Как показано в работе [Yermolaev et al., 2010], результаты по динамике параметров не обнаруживают заметных различий при использовании Dst и Dst *, хотя и отличаются по величине.

К выбранным данным был применен двойной метод наложенных эпох (ДМНЭ) с двумя опорными моментами в часы UT начала резкого понижения Dst(t₀) и достижения Dst_min(t_m) [Yermolaev et al., 2010]. Моменты начала и окончания главных фаз бурь определялись на основе динамики Dst. Нормализованная длительность главной фазы бури полагалась равной 8 ч, что соответствует средней длительности главной фазы для бурь, инициированных Sheath-событиями. Моменты t₀ и t_m всех временны́х рядов совмещались, а интервал между временами t₀ и t_m подразделялся на 7 под-интервалов. Во временны́х рядах с длительностью более 8 ч временнáя шкала сжималась до 8 ч, а в рядах с длительностью меньше 8 ч растягивалась. Проведенная процедура означает, что для реальных данных временнáя шкала в интервале времен t₀ = 0 и t_m = 7 изменилась линейным образом. Временны́е шкалы для данных до момента t₀ и после момента t_m оставались неизменными. Использование ДМНЭ позволило получить усредненную динамику анализируемых параметров для магнитных бурь, имеющих разные длительности главных фаз. Однако, так как используемый метод предполагает определенные допущения, можно говорить лишь о тенденциях в тех или иных временны́х вариациях исследуемых параметров.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

Полученные результаты представлены ниже на 6 рисунках и обсуждаются в разделах 3.1–3.4.

3.1. Временны́е профили 5-мин индексов SYM-H и ASY-H и потоков протонов с энергиями >10 МэВ

На рисунке 1 представлены примеры типичных временны́х профилей 5-мин значений индексов SYM-H и ASY-H и потоков F в интервалы магнитных бурь 21.11.2002 г., 24.11.2001 г., 29.10.2000 г. и 12.02.1004 г., инициированных структурами CIR, Sheath, MC и Ejecta, соответственно. Нижние панели представлены в логарифмическом масштабе. Вертикальные линии на каждом рисунке показывают момент Dst_min. Характер вариаций SYM-H и ASY-H для всех 4-х бурь похож, но во время Sheath-бури (рис. 1б) вариации ASY-H имеют сильно изрезанный вид и их возрастание заметно опережает понижение SYM-H. Существенные различия можно видеть в вариациях потоков энергичных протонов: во время бури 24.11.2001 г., вызванной Sheath-структурой, этот поток почти на 4 порядка выше, чем во время остальных трех бурь. Незначительное возрастание потока протонов наблюдалось и во время бури 29.10.2000 г., инициированной MC. По нашим оценкам такие возрастания регистрировались в ~82% случаев (14 из 17) Sheath-бурь, в ~12% случаев (2 из 17) MC-бурь, в ~7% (1 из 14) CIR- бурь и отсутствовали при Ejecta-бурях.

Рис. 1.

Примеры временны́х профилей индексов SYM-H и ASY-H и потоков протонов с энергией >10 МэВ в интервалы магнитных бурь 21.11.2002 г. (а), 24.11.2001 г. (б), 29.10.2000 г. (в) и 12.02.2004 г. (г), инициированных структурами CIR, Sheath, MC и Ejecta.

3.2. Временны́е профили индексов ASY-H и SYM-H

На рисунке 2 представлены временны́е профили среднечасовых индексов ASY-H и SYM-H, приведенные к одинаковой длительности главной фазы бури (8 ч). Серыми линиями показаны распределения для индивидуальных бурь, а черной жирной линией – профили ASY-H и SYM-H, усредненные по всем бурям в каждой группе согласно их межпланетным источникам: CIR, Sheath, MC и Ejecta. Вертикальными линиями отмечены моменты начала t₀ и окончания t_m главной фазы. По оси абсцисс отложено время эпохи t_э от момента t₀. В целом динамика ASY-H и SYM-H индексов для всех групп бурь аналогична, за исключением того, что “средняя” Sheath-буря почти в полтора раза интенсивнее остальных по SYM-H и по ASY-H индексам. Нарастание асимметрии (индекса ASY-H) в течение главной фазы Sheath-бури происходит быстрее и заметно опережает рост поля симметричного тока по сравнению с бурями остальных групп. Интенсивность как асимметричной, так и симметричной частей магнитного поля кольцевого тока тесно связана с потоком энергии, поступающей в магнитосферу из СВ, который определяется величиной электрического поля СВ Ey = vBz [Gonzalez et al., 1994; Kane, 2005]. Несмотря на то, что MC-структуры обладают более интенсивной Bz-составляющей ММП по сравнению с Sheath и близкими значениями скорости, поступление энергии в магнитосферу может усиливаться при Sheath-событиях за счет возрастания динамического давления и уровня флуктуаций плазмы СВ и ММП, и усиления ускорения и спорадической асимметричной инжекции энергичных ионов из плазменного слоя во внутреннюю магнитосферу.

Рис. 2.

Временны́е профили индексов SYM-H и ASY-H для индивидуальных бурь (серые линии) и после применения ДМНЭ (черная линия) для магнитных бурь, инициированных источниками CIR (а), Sheath (б), MC (в) и Ejecta (г).

3.3. Сопоставление Dst, ASY-H и SYM-H c Bz ММП и AL

На рисунках 3 и 4 приводится сопоставление усредненных значений Bz-составляющей ММП, как геоэффективного параметра СВ, индекса AL, характеризующего авроральную возмущенность, и индексов Dst, ASY-H и SYM-H для тех же 4-х групп бурь, объединенных по их межпланетным источникам. CIR- и Sheath-события представлены на рис. 3, а MC- и Ejecta-события на рис 4. Вертикальными штриховыми линиями отмечены моменты начала t₀ и окончания t_m главной фазы. Вертикальными отрезками показаны стандартные отклонения. На нижних панелях обоих рисунков приведены временны́е профили значений потоков протонов с энергиями E > 10 МэВ, регистрируемые на геосинхронных КА GOES в интервалы анализируемых бурь. Тонкими линиями показаны профили для индивидуальных бурь, а жирной черной линией – “средние” профили. Значения Bz ММП близки для выбранных наборов бурь, за исключением MC-событий, при которых он незначительно интенсивнее (на ~3 нТл). Тем не менее, при Sheath-бурях авроральная активность (индекс AL) начинает возрастать почти сразу с началом главной фазы бури и достигает более высоких значений по сравнению с другими бурями. Исключение составляют MC-бури, при которых рост AL происходит почти также как при Sheath. При практически одинаковых значениях Bz ММП ~10 нТл (для MC-бурь несколько больших) индексы Dst, ASY-H и SYM-H при Sheath-событиях на ~40% превосходят их значения для трех остальных наборов бурь. Динамика индексов Dst и SYM-H практически идентична для всех бурь. Их максимальные значения наступают одновременно и близки по амплитуде. Это свидетельствует о том, что оба индекса характеризуют один и тот же физический процесс, но на разных временны́х масштабах, и согласно современным представлениям характеризуемое ими буревое возмущение (Dst) может быть представлено в виде суммы вкладов кольцевого тока DR, токового слоя хвоста магнитосферы DT и токов на магнитопаузе DCF [например, Калегаев, 2010].

Рис. 3.

Временны́е профили Bz-составляющей ММП, индексов AL, Dst, SYM-H, ASY-H и потока протонов с энергиями >10 МэВ для интервалов магнитных бурь, инициированных структурами CIR (а) и Sheath (б).

Рис. 4.

То же, что на рис. 3, для магнитных бурь, инициированных MC и Ejecta.

Такой вывод отличается от полученного в работе [Соловьев и др., 2005], в которой рассматриваются интенсивные сложные бури 29, 30 октября и 20 ноября 2003 г. и сделан вывод, что SYM-H характеризует возмущенность геомагнитного поля на более высоких по сравнению с Dst широтах и его источником скорей всего является не кольцевой ток, а восточные токи на магнитопаузе и замыкающие их ионосферные токи DP2 токовой системы. Возможно, это справедливо для очень интенсивных бурь с Dst < –300 нТл, во время которых магнитопауза на дневной стороне приближается к Земле на близкие расстояния.

Из нижних панелей рис. 3 и 4 следует, что потоки энергичных протонов F в интервалы Sheath-бурь возрастают, в среднем, на несколько порядков (достигая значений ~10³ p (см² c ср)^–1 и более). Более слабые возрастания потоков (в среднем, до ~10 p (см² c ср)^–1 регистрируются в интервалы MC- и CIR-бурь и отсутствуют при Ejecta- бурях. Как было указано в разделе 3.1, возрастания F регистрировались в ~82%, ~12% и ~7% случаев Sheath-, MC- и CIR- бурь, соответственно. Регистрируемые во внутренней магнитосфере потоки энергичных протонов преимущественно в интервалы Sheath-бурь могут быть связаны с проникновением в магнитосферу СКЛ, ускоренных как во вспышке, так и в ударной волне и на неоднородностях быстро распространяющегося во фронте коронального выброса Sheath.

Сравнительная средняя динамика индекса ASY-H для всех типов бурь приведена на рис. 5, из которого хорошо видно, что ASY-H ведет себя по-разному в зависимости от типа межпланетного источника бури. При Sheath-бурях ASY-H достигает своих максимальных значений и начинает уменьшаться при еще развивающемся кольцевом токе за ~3 ч до момента Dst_min. Отчасти это относится и к MC-бурям, но для них максимум ASY-H имеет пологий характер и спад значений ASY-H начинается приблизительно за ~1–2 ч до Dst_min. При CIR- и Ejecta- бурях максимумы ASY-H и Dst совпадают. Подобное опережение в развитии асимметричной части по сравнению с симметричным кольцевым током было отмечено ранее [см. например, Feldstein et al., 1993; Бархатова, 2013 и ссылки в них], но без учета типа источника бури. Из проведенного нами анализа следует, что такое опережение зависит от типа межпланетного источника бури. По мнению авторов [Pullkkinen et al., 2007] в результате перестройки силовых линий геомагнитного поля (его сильного вытягивания) при скачках динамического давления СВ, характерных для Sheath-структур, ионы, дрейфующие к Земле из плазменного слоя, попадают в зону квазизахвата на незамкнутые силовые линии и не попадают на круговую орбиту кольцевого тока. Возможно, в результате этого формируются (или усиливаются) локальные токовые системы, в том числе частичный кольцевой ток, связанный с токами авроральной зоны системой продольных токов в вечерне-полуночном секторе. Этим объясняется и возрастание авроральной активности раньше начала главной фазы бури, и отражение его в динамике индекса ASY-H.

Рис. 5.

Усредненная динамика индекса ASY-H для четырех групп магнитных бурь с источниками Sheath (сплошная черная линия), МС (линия с кружками), CIR (штриховая линия) и Ejecta (серая линия).

3.4. Относительные вклады ASY-H и SYM-H

Для оценки динамики в ходе бури относительного вклада асимметричной части в симметричный кольцевой ток для всех наборов бурь были рассчитаны отношения R = |ASY-H|/|SYM-H| за 5 ч, предшествующих минимуму Dst_min. Результаты представлены на рис. 6, где по оси абсцисс отложено время в часах, отсчитываемое от Dst_min (время t_m) назад.

Рис. 6.

Распределения отношения |ASY-H|/|SYM-H| во время главных фаз магнитных бурь с источниками CIR (а), Sheath (б), MC (в) и Ejecta (г). На оси абсцисс отложено время в часах, предшествующее минимуму Dst_min (время t_m).

Оценки показали, что для всех бурь число точек со значениями R > 1, составляет ~(49–57)% (значения R приведены на рис. 6 в правом нижнем углу каждой панели. Аналогичные оценки, проведенные в работе [Huttunen et al., 2006] с использованием 14 Sheath- и 14 MC-бурь, показали, что во время MC-бурь преимущественно R < 1 (83% событий), в то время как в интервалы Sheath-бурь преимущественно R > 1 (68% событий). Расхождение между результатами можно объяснить как недостаточной статистикой, так и особенностями идентификации межпланетных источников магнитных бурь. Несмотря на то, что по нашим оценкам соотношение между асимметричной и симметричной частями буревого магнитного возмущения практически не зависит от типа бури, из рис. 6 следует, что имеются различия в динамике этого соотношения. Для более интенсивных бурь, инициированных Sheath и MC, количество точек с R > 1 начинает возрастать за 3 ч до максимума бури, а для бурь, инициированных CIR и Ejecta, это происходит на два часа позже, почти в максимуме бури. Такая динамика R = |ASY-H|/|SYM-H| отражает динамику ASY-H.

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В работе проведен анализ динамики индексов SYM-H и ASY-H, определяющих степень симметрии и асимметрии геомагнитного возмущения на средних широтах, для 58 интенсивных магнитных бурь c –271 < Dst_min < –90 нТл, зарегистрированных за 1995–2017 гг., инициированных разными межпланетными источниками. При анализе был использован двойной МНЭ с опорными временами в моменты начала главной фазы бури и минимума Dst_min. В качестве источников магнитных бурь рассматривались следующие крупномасштабные типы солнечного ветра: CIR (14 событий); Sheath перед MC и Ejecta, объединенные в одну группу (17 событий); MC (17 событий) и Ejecta (10 событий). В результате анализа было установлено следующее.

Для всех групп магнитных бурь, независимо от их межпланетного источника, индекс SYM-H ведет себя аналогично индексу Dst, их максимумы наступают одновременно, а амплитуды имеют близкие значения, что свидетельствует о едином источнике магнитных возмущений, характеризуемых этими индексами.

Динамика индекса ASY-H, характеризующего асимметричную часть средне- и низкоширотного геомагнитного возмущения, зависит от типа межпланетного источника магнитной бури. Рост индекса ASY-H опережает понижение Dst индекса и достигает максимума на ~3 ч раньше Dst_min при Sheath-событиях и на ~1–2 ч раньше при MC-событиях, в то время как при CIR- и Ejecta-событиях время максимума индекса ASY-H совпадает с Dst_min. Такая динамика индекса ASY-H может быть результатом сильного вытягивания силовых линий геомагнитного поля при скачках динамического давления СВ, характерного для Sheath-структур, и в меньшей степени для MC, при котором ионы, дрейфующие к Земле из плазменного слоя, попадают в зону квазизахвата на незамкнутые силовые линии и не участвуют в формировании кольцевого тока, а формируют частичный кольцевой ток, связанный продольными токами вечерне-полуночного сектора с токами авроральной зоны. При этом возрастание авроральной активности происходит раньше начала главной фазы бури, что отражается в динамике индекса ASY-H.

Значения индекса ASY-H в интервалы магнитных бурь, инициированных Sheath-событиями, в среднем, на ~40% превышают его значения в интервалы бурь от трех других межпланетных источников при аналогичных геоэффективных условиях в СВ, что свидетельствует о более интенсивном поступлении энергии во внутреннюю магнитосферу при бурях, инициированных Sheath-событиями. Такое поступление может быть следствием усиленного ускорения ионов в плазменном слое магнитосферы на неоднородностях проникающей в магнитосферу плазмы Sheath-структур, и неравномерной по долготе инжекции ускоренных ионов во внутреннюю магнитосферу. Это подтверждается возрастаниями потоков энергичных протонов, регистрируемых преимущественно в интервалы Sheath-индуцированных бурь.

Распределения отношения R = |ASY-H|/|SYM-H|, характеризующего относительные вклады асимметричной и симметричной частей возмущения, в предшествующий максимуму бури 5-часовой интервал, не зависит от типа межпланетного источника бури и имеет значения R > 1 и R < 1 приблизительно равное число часов.

Однако в динамике R имеются различия в зависимости от типа бури: при более интенсивных бурях, инициированных Sheath и MC, количество точек с R > 1 начинает возрастать за 3 ч до максимума бури, а для бурь, инициированных CIR и Ejecta, это происходит на два часа позже, перед максимумом бури. Этот результат отличается от полученного в работе [Huttunen et al., 2006] для аналогичной оценки отношения R = |ASY-H|/ |SYM-H| для Sheath- и MC-бурь, которое для MC-бурь преимущественно R < 1, а для Sheath-бурь преимущественно R > 1. Возможно, что такое расхождение связано с разным подходом при отборе бурь по их источникам.

Резкие возрастания (до двух и более порядков) потоков протонов с энергией >10 МэВ регистрировались на КА GOES в интервалы, соответствующие в ~82% случаев Sheath-бурям, в ~12% случаев MC-бурям, в ~7% случаев CIR-бурь и отсутствовали в интервалы Ejecta-бурь, что свидетельствует о более интенсивном ускорении ионов и их инжекции из плазменного слоя во внутреннюю магнитосферу преимущественно при подходе к Земле Sheath-структур СВ, для которых характерен высокий уровень флуктуаций магнитного поля и плазменных параметров.

Полученные результаты показывают, что при развитии главной фазы магнитной бури, когда имеется значительная асимметрия кольцевого тока, динамика индекса ASY-H обнаруживает заметные различия в зависимости от типа межпланетного источника бури: инжекция частиц в кольцевой ток при подходе к Земле Sheath-структур начинается раньше и имеет более неравномерный вид, чем для остальных межпланетных драйверов.