Известия РАН. Серия физическая, 2022, T. 86, № 3, стр. 401-406

ВВЕДЕНИЕ

Авроральное свечение атмосферы, полярные сияния, – характерное проявление магнитосферно-ионосферного взаимодействия в высоких широтах. Основная часть регистрируемых с поверхности Земли полярных сияний вызываются высыпаниями потоков электронов. Причудливые пространственные формы полярных сияний свидетельствуют о сложной динамике процессов в магнитосферно-ионосферной плазме, связанных с этими высыпаниями.

Определение энергии высыпающихся авроральных частиц дает существенную информацию о происходящих процессах. Высота аврорального свечения напрямую связана с энергией высыпающихся частиц и ее определение по данным наземных оптических наблюдений из нескольких точек возможно методом триангуляции [1]. Однако для наблюдений сложных динамичных авроральных структур из сильно разнесенных точек (более десятка километров), триангуляция осложняется сильными аспектными искажениями и проблемами с отождествлением. При небольшом разнесении точек наблюдения (<10 км) этих проблем, в основном, удается избежать.

Ранее в работе [2] по данным наблюдений пары авроральных камер при разнесении ~4 км было показаны примеры определения высотных профилей аврорального свечения в лучистых структурах вблизи магнитного зенита. Однако такой анализ требует отождествления отдельных лучей “вручную”, что достаточно трудоемко. Менее трудоемким и поддающимся автоматизации является определение “эффективной” энергии высыпающихся электронов по всему полю зрения авроральных камер [3, 4]. В случае малого разнесения камер и небольшого поля зрения аспектные искажения не сильно искажают наблюдаемую структуру, и, фактически, камеры регистрируют одну и ту же форму авроральной структуры, смещенную на фоне удаленных звезд. Величина этого смещения позволяет сделать оценку высоты структуры и из нее – “эффективной” энергии высыпающихся электронов.

В данной работе мы анализируем данные наблюдений аврорального свечения для типичных форм полярных сияний, регистрируемых на приполюсной и экваториальной границах овала полярных сияний с помощью двух пар камер Полярного геофизического института (ПГИ), установленных вблизи п. Баренцбург (арх. Шпицберген) и вблизи г. Апатиты. Оценки энергии высыпающихся электронов приведены в процессе эволюции для нескольких типичных авроральных структур.

ОБОРУДОВАНИЕ

На архипелаге Шпицберген авроральная камера ASC (All-Sky Camera) всего неба ПГИ установлена в основном оптическом павильоне обсерватории ПГИ “Баренцбург”, в 4 км к северу от п. Баренцбург. Вспомогательная камера NAС (Narrow-field Auroral Camera) с полем зрения ~30°, направленная в магнитный зенит, размещена в поселке. Обе камеры собраны на базе RGB КМОП охлаждаемых астрокамер фирмы ZWO. Камера всего неба регистрирует изображение 274 × 390 пикселей с временным разрешением 1 с, а камера NAС дает изображение 450 × 350 пикселей с временным разрешением 2 с. Угловое разрешение камеры NAC 0.0837 град/пиксель (~5 угловых секунд на пиксель), для этого же поля зрения угловое разрешение камеры ASC примерно в 5.6 раза меньше. Подробное описание этих оптических приборов приведено в [4].

Две идентичные камеры системы MAIN (Multiscale Auroral Imaging Network), работающей в г. Апатиты, также образуют триангуляционную пару. Детальное описание системы камер опубликовано в статье [5]. Мы используем данные камер Guppy-1 и Guppy-2, для триангуляции высоты аврорального свечения вблизи магнитного зенита и данные камеры всего неба в Апатитах для контроля общей авроральной ситуации. Камеры Guppy-1 и Guppy-2 регистрируют изображение 376 × 288 пикселей с временным разрешением 1 с. Поле зрения камер ~18°, угловое разрешение 0.038 град./пиксель (~2.3 угловых секунды на пиксель). Камеры Guppy-1 и Guppy-2 разнесены на 4.12 км, но, в отличие от камер на Шпицбергене, в направлении “восток–запад”, а не “север–юг”.

Все геометрические параметры наблюдений (ориентация, масштабные коэффициенты и относительное положение изображений) определялись и уточнялись по звездам. Синхронизация камер проводилась по сигналам GPS с точностью не хуже 1 мс и дополнительно контролировалась по прохождению в поле зрения низкоорбитальных спутников.

МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ ДАННЫХ

Использованная далее методика для обработки изображений и определения высоты аврорального свечения описана в работах [3, 4]. После уточнения ориентации и относительного положения изображений на исходных изображениях удалялись звезды. В случае камер с разным угловым разрешением (камеры в Баренцбурге) изображение с меньшим разрешением (ASC) линейной аппроксимацией приводилось к разрешению другой камеры (NAС). После этого выделение пространственной структуры свечения проводилось с использованием фильтра Собела [6] на масштабе m = 8 пикселей. Между полученными массивами вычислялся коэффициент корреляции при последовательном относительном смещении массивов вдоль направления между камерами. “Эффективная” высота определялась по смещению, которому соответствует максимум коэффициента корреляции:

Здесь: w – зенитный угол центра изображения, dx – относительное смещение (параллакс) вдоль направления между камерами, в пикселах, f – угловое разрешение, dy –положение в направлении перпендикулярно направлению между камерами относительно центра изображения, пиксел, D – расстояние между точками наблюдения.

Далее “эффективной” высоте аврорального свечение мы приводим в соответствие среднюю энергию потока электронов, максимум высотного распределения диссипации энергии которого в атмосфере соответствует этой высоте. Оценки проведены по модели, опубликованной в [7].

РЕЗУЛЬТАТЫ И ИХ ОБСУЖДЕНИЕ

На рис. 1 приведен пример обработки события с появлением и началом развития лучистой дуги, наблюдаемого камерами на Шпицбергене 9 февраля 2019 г. с 21:58 UT по 22:04 UT. На рис. 1а показана кеограмма, построенная по данным камеры всего неба, т.е. зависимость от времени интенсивности свечения в проходящем через зенит сечении поля зрения камеры с севера на юг. Как и в работе [3], здесь и далее изображение полярных сияний инвертировано, т.е. черный цвет соответствует наибольшей интенсивности, белый – наименьшей. На кеограмме видно, что на фоне окончания предыдущей активизации к югу от зенита, новая лучистая дуга возникла вблизи зенита в 21:58:30 UT и в течение ~90 с смещалась к югу. Назовем этот интервал первой активизацией. После этого в 22:00 UT возникла новая дуга вблизи зенита и начала свое развитие с постепенным смещением к северу, это вторая активизация. Мы рассматриваем только начальные 4 мин динамики этой дуги, пока она находилась в поле зрения камеры NAС, см. кеограмму на рис. 1б. Динамика активизаций в сияниях соответствует изменениям в отрицательную сторону в h-компоненте магнитного поля по данным наблюдений магнитометра в Баренцбурге, на рис. 2 приведена магнитограмма обсерватории Баренцбург и выделены обсуждаемые участки.

Рис. 1.

Свечение неба, зарегистрированное камерами в Баренцбурге (Шпицберген) 9 февраля 2019 г. с 21:58 до 22:04 UT: кеограмма для разреза в направлении север–юг, построенная по данным камеры ASC (а); кеограмма для разреза в направлении север–юг, построенная по данным камеры NAC (б); зависимость эффективной высоты авроральных структур в поле зрения камеры NAС (в), ось справа – энергия электронов, высотный профиль энерговыделения для которых имеет максимум на соответствующей высоте. Зенитные углы на панелях а и б в градусах.

Рис. 2.

Вариации магнитного поля по данным магнитометра в Баренцбурге (Шпицберген).

На рис. 1в приведены значения “эффективной” высоты аврорального свечения по триангуляционной оценке. В интервале 21:59:30–21:59:50 UT имеется пробел, так как сияния отсутствуют в поле зрения камеры NAС. Видно, что в начале обеих активизаций сияния расположены на высоте ~200 км, что соответствует высыпаниям электронов с энергией ~200 эВ. По мере развития активизации сияния спускаются на меньшие высоты, 130 км для первой активизации и 115 км для второй, что соответствует энергии электронов 2 и 4 кэВ, соответственно. Полученные значения “эффективных” высот лучистых дуг согласуются с более детальным анализом высотных профилей свечения в отдельных лучах, проведенным в работе [2] по данным камер в Апатитах.

Следующий интервал, 22:19–22:21 UT, представленный на рис. 3, соответствует максимуму локального магнитного возмущения в этой активизации (около –150 нТл). В начале этого интервала в поле зрения камеры ASC видна широкая полоса сияний и яркая дуга ~30 градусов к северу от нее. В 22:19:25 UT эта дуга расщепляется на две дуги и их интенсивность уменьшается. В то же время интенсивность полосы в зените увеличивается, появляется внутренняя волокнистая структура, хорошо видная также на камере NAС. Высота свечения в этой полосе постепенно уменьшается с 140 до 110 км, что соответствует увеличению средней энергии электронов с 2 до 10 кэВ.

Рис. 3.

То же, что на рис. 1, но для интервала 22:19–22:21 UT.

Увеличение энергии высыпающихся электронов наблюдается довольно часто в таких событиях, как появление новой дуги в начале активизации и увеличение интенсивности аврорального свечения в полосе. Однако интенсивность аврорального свечения зависит от потока энергии, диссипируемой авроральными частицами, и энергия высыпающихся электронов не всегда напрямую с ним связана. Пример такого события приведен в работе [3], где по данным триангуляционных камер системы MAIN в Апатитах рассмотрен случай 30 марта 2017 с 23:00–23:30 UT. В интервале 23:26–23:30 UT наблюдалась модуляция пульсирующих сияний с периодом около 1 мин. Высота аврорального свечения варьировалась в диапазоне высот 92–100 км, что соответствует энергиям 20–40 кэВ. Увеличение интенсивности свечения сопровождалось увеличением эффективной высоты, т.е. уменьшением эффективной энергии электронов.

Рисунок 4 иллюстрирует пример наблюдения той же системой в Апатитах 14 марта 2018 г. похожего случая с крупномасштабной модуляцией пульсирующих сияний, но прямой зависимостью интенсивности аврорального свечения и эффективной энергии электронов. На рис. 4а приведена кеограмма, построенная по данным камеры всего неба для разреза, проходящего через зенит сечении поля зрения камеры с севера на юг. Для построения кеограмм по данным камер Guppy-1 и Guppy-2 использован разрез в направлении разнесения камер, т.е. “восток-запад”, см. рис. 4б и 4в. На рис. 4г показана полученная триангуляцией высота аврорального свечения. Для упрощения рисунка погрешности нанесены не для всех точек, но для всех точек, расположенных на одной высоте погрешности одинаковы. Высота свечения в данном случае варьируется в диапазоне 120–145 км, что соответствует энергии электронов 1.5–4.0 кэВ.

Рис. 4.

Свечение неба, зарегистрированное камерами системы MAIN 14 марта 2018 г. с 23:12 до 23:22 UT: кеограмма для разреза в направлении север-юг, построенная по данным камеры всего неба (а); кеограммы для разреза вдоль линии восток-запад, построенные по данным камер Guppy-1 и Guppy-2 (б, в); зависимость эффективной высоты авроральных структур в поле зрения камер Guppy-1 и Guppy-2 (г), ось справа – энергия электронов, высотный профиль энерговыделения для которых имеет максимум на соответствующей высоте; зависимость эффективной высоты авроральных структур, сглаженная с окном 40 с, показана жирной линией (д), вариации полной интенсивности аврорального свечения в поле зрения камер Guppy-1 и Guppy-2, сглаженные с окном 40 с, показаны тонкой и пунктирной линиями (в произвольных единицах). Зенитные углы на панелях а–в в градусах.

На рис. 4д для наглядности приведены сглаженные с окном 40 с вариации высоты аврорального свечения и полной интенсивности аврорального свечения в поле зрения камер Guppy-1 и Guppy-2. Видно, что крупномасштабные вариации схожи. Коэффициент корреляции для вариаций высоты и интенсивности для камер Guppy-1 и Guppy-2 составляет 0.65 и 0.63, соответственно. Для более быстрых вариаций коэффициент корреляции близок к нулю.

Хотя пульсирующие полярные сияния в данном случае и в случае, представленном в [3], морфологически схожи, отличие на порядок в энергиях электронов свидетельствует о различии механизмов, вызывающих крупномасштабные (десятки секунд – минуты) вариации сияний. Вариации потоков электронов с энергией 1.5–4.0 кэВ могут быть вызваны изменениями в области ускорения (аномального сопротивления). Вариации потоков более энергичных электронов 20–40 кэВ, скорее всего, вызваны модуляцией потоков плазмы волновыми процессами в магнитосфере.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Работающие в настоящее время авроральные камеры в Апатитах и на Шпицбергене позволяют получать высоту аврорального свечения триангуляционными измерениями с малой базой. Сравнение с модельными расчетами позволяет оценить среднюю энергию высыпающихся авроральных электронов. Представлены примеры авроральных событий, в которых на масштабе десятки секунд – минуты прослеживается прямая связь энергии электронов и интенсивности аврорального свечения: повышение интенсивности свечения сопровождается уменьшением высоты, т.е. повышением энергии. Первые два события – появление и последующее увеличение яркости лучистой дуги, а также увеличение интенсивности свечения в широкой авроральной полосе – рассмотрены по данным камер на Шпицбергене, т.е. на полюсной границе аврорального овала, однако подобные события наблюдаются и на меньших широтах. Третье событие – пульсирующие сияния – характерно для экваториальной части аврорального овала и наблюдались камерами в Апатитах.

В рассмотренных случаях средняя энергия электронов не превышала 10 кэВ, а изменение энергии в событие – менее 8 кэВ. Можно предположить, что, несмотря на морфологические различия в авроральных формах и положении в авроральном овале, во всех рассмотренных случаях одновременное увеличение энергии электронов и интенсивности аврорального свечения связано с дополнительным ускорением потока частиц в околоземной области ускорения.

Полученные оценки высоты аврорального свечения и энергии электронов хорошо согласуются с результатами других исследователей [1, 8–11]. В отличие от предыдущих работ, ограничивающихся рассмотрением спокойных дуг по данным далеко (более 10 км) разнесенных камер, использование малой базы при триангуляционных измерениях позволяет в динамике оценивать высоту аврорального свечения для практически любой достаточно контрастной авроральной структуры в поле зрения. При этом не требуется использовать достаточно сложных и не всегда однозначных алгоритмов томографической реконструкции.