Космические исследования, 2023, T. 61, № 1, стр. 21-30

1. ВВЕДЕНИЕ

Магнитная жесткость R (момент на единицу заряда) характеризует способность частиц космических лучей (КЛ) проникать в магнитосферу. Геомагнитный порог или жесткость геомагнитного обрезания (ЖГО) – это жесткость, ниже которой поток частиц обрезан из-за экранирования магнитного поля Земли [1, 2]. В результате геомагнитного обрезания возникают широтные эффекты. Взаимодействия магнитных и электрических полей солнечного ветра (СВ) с магнитосферными полями и токами приводит во время магнитных бурь к значительным изменениям порогов (ΔR).

Знание широтных зависимостей ΔR от параметров солнечного ветра и магнитосферы может прояснить некоторые черты взаимодействия системы “солнечный ветер – магнитосфера” и сопутствующие этому взаимодействию геомагнитные эффекты, которые управляют транспортировкой КЛ через магнитосферу и атмосферу во время возмущений. Кроме теоретического значения, это важно для обеспечения безопасности экипажа и пассажиров космических полетов, а также высокоширотной и высотной авиации [2–4]. Учет последствий плохой космической погоды становится еще более актуальным в свете современной тенденции развивать орбитальные скоростные межконтинентальные перелеты между любыми точками на Земле [5].

Долготные и широтные зависимости вариаций жесткостей обрезания в спокойные периоды и во время отдельных магнитных бурь рассматривались в ряде статей [1, 6–9]. Однако широтные зависимости чувствительности геомагнитных порогов к различным параметрам магнитосферы оставались за рамками этих исследований.

Энергию солнечного ветра в магнитосферу Земли во время магнитной бури передают выбросы корональной солнечной массы (CME) или высокоскоростные коротирующие области возмущений (CIR) из корональных дыр. Поступление энергии, генерированной во время повышенной активности Солнца, и ее последующее затухание в магнитосфере определяет различные этапы развития геомагнитной бури [10]. Целью данного исследования является определение геомагнитных порогов в период сильной геомагнитной бури 7–8.IX.2017, а также анализ зависимости их изменений от параметров межпланетной среды и геомагнитосферы при помощи расчета соответствующих корреляций. Особое внимание мы уделили анализу корреляций изменений геомагнитных порогов с межпланетными параметрами и индексами геомагнитной активности во время различных фаз развития анализируемой бури, имея в виду, что этот вопрос недостаточно изучен. При этом фокус данной работы был на широтных эффектах.

2. МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ

Мы оценили связь вариаций жесткости геомагнитного обрезания ΔR с изменением параметров гелио- и геомагнитосферы в период времени 7–8.IX.2017. Для этого мы рассчитали ΔR двумя способами.

При использовании первого способа вертикальные эффективные геомагнитные пороги (или жесткости геомагнитного обрезания) R_эф были получены методом численного интегрирования траекторий заряженных частиц в модельном магнитном поле Земли [11]. В качестве модели выбрана полуэмпирическая модель магнитосферы Ts01 [12, 13]. В Ts01 в качестве входных параметров используются данные о солнечном ветре и геомагнитной активности из базы данных OMNI (Geopack-2008, http://geo.phys.spbu.ru/ ~tsyganenko/modeling.html). Вычисленные таким образом изменения геомагнитных порогов ΔR_эф далее называем модельными.

Второй способ определения ΔR был метод спектрографической глобальной съемки (СГС), при котором определение ЖГО (R_сгс) базируется на наблюдательных данных сети нейтронных мониторов [14]. Этот метод позволяет по наземным наблюдениям КЛ на мировой сети станций получать информацию о распределении первичных КЛ по энергиям и питч-углам в ММП, а также об изменениях планетарной системы жесткостей геомагнитного обрезания за каждый час наблюдений. Вариации ΔR_сгс далее в статье называются наблюдательными.

Расчеты проводились для каждого часа в период 7–8.IX.2017 для станций, расположенных на разных широтах: обсерватория Emilio Segre в Израиле (ESOI) (33°.30 N, 35°.80 E), Алматы (43°.20 N, 76°.94 E), Рим (41°.90 N, 12°.52 E), Иркутск (52°.47 N, 104°.03 E), Москва (55°.47 N, 37°.32 E) и Кингстон (42°.99 S, 147°.29 E). Станции выбирались таким образом, чтобы в спокойное время они охватывали основную область пороговых жесткостей R_c, подверженных влиянию геомагнитного поля от ~11 ГВ (ESOI) до ~2 ГВ (Кингстон). Пороговые жесткости станций в спокойный период R_c рассчитывали, как среднее за спокойные сутки 6 ноября 2004 г. Затем вычислялись коэффициенты корреляции k вариаций жесткостей обрезания ΔR_сгс и ΔR_эф с параметрами СВ, ММП и геомагнитной активности для перечисленных станций. Коэффициенты k получались из анализа регрессионных уравнений отдельно по выборкам наблюдений для каждой из трех фаз бури.

3. ДАННЫЕ

Данные о космических лучах для вычисления R_сгс получены по результатам наблюдений, проведенных на оборудовании Центра коллективного пользования “Ангара” http://ckp-rf.ru/ckp/3056/ и на уникальной научной установке “Российская национальная наземная сеть станций космических лучей (Сеть СКЛ)” https://ckp-rf.ru/ usu/433536/.

Для вычисления R_эф и корреляций использовались данные о часовых значениях параметров солнечного ветра (плотность N, скорость V, давление P), ММП (полное поле B, компоненты Bz и By), а также об азимутальной компоненте электрического поля Ey и индексах геомагнитной активности (Kp и Dst) из базы OMNI на сайте https://omniweb.gsfc.nasa.gov/form/dx1.html. (https:// omniweb.gsfc.nasa.gov/). Заметим, что данные OMNI не измеряются in situ около головной ударной волны каким-либо физически существующим космическим аппаратом (КА). Эти данные составлены из измерений ряда КА, находящихся в СВ около точки Лагранжа L1 (напр., Wind, ACE, DSCOVR). Эти измерения в СВ сдвигаются по времени от точки нахождения КА до головной ударной волны с учетом скорости конвекции СВ [15].

Данные o Dst поступают в базу OMNI из World Data Center for Geomagnetism, Kyoto, а о Kp — из Helmholtz-Centre, Potsdam (GFZ, German Research Centre for Geosciences), где они рассчитываются по 13-ти станциям.

На рис. 1 показаны изменения параметров солнечного ветра, ММП и геомагнитной активности во время исследуемой магнитной бури с 11.00 UT 7.IX.2017 до 11.00 UT 8.IX.2017. Эта буря была связана с активной областью AR 12763, которая продемонстрировала в предыдущие дни очень высокий уровень вспышек и корональных выбросов массы (СМЕ) [16]. Эти СМЕ, связанные с ними ударные волны, магнитные “поршни” и магнитные облака были ответственны за два геомагнитных возмущения, наблюдавшиеся 7–9.IX.2017 [16, 17]. В частности, 7.IX.2017 около 20.00 UT, было зарегистрировано магнитное облако, которое и было ответственно за возникновение и развитие исследуемой бури 7–8.IX.2017 [16, 17]. В это время произошел поворот к югу Bz-компоненты, которая достигла Bz = −24.2 нТл в 0.00 UT. В 19.00 UT наблюдался небольшой скачок Dst, после которого началось понижение Dst до −142 нТл в 01.00 UT 8.IX.2017. Это определило главную фазу бури. После 01.00 UT началось восстановление Dst. Однако в 11.00 UT (максимальное Dst = −63 нТл) восстановление было прервано приходом следующего межпланетного возмущения и началом второй несколько меньшей магнитной бури (не показана здесь).

Рис. 1.

Изменение параметров солнечного ветра и геомагнитного поля 7–8.IX.2017. Сверху вниз: Ey компонента электрического поля; компоненты ММП: Bz, By; скорость V солнечного ветра; плотность N и динамическое давление P; индексы геомагнитной активности Dst и Kp*10. Вертикальными линиями отмечена главная фаза бури.

Предварительная фаза магнитной бури характеризуется незначительными колебаниями геомагнитной активности, более заметными в районе высоких широт [10] На рис. 1 видно, что в промежуток времени 11.00–18.00 UT 7.IX индекс Dst (определяемый по низкоширотным станциям) меняется очень мало, а Kp (определяемый по станциям на более высоких широтах, ~40°–60°) демонстрирует несколько большие колебания. Поэтому мы рассматривали этот промежуток времени как предварительную фазу геомагнитной бури.

В итоге, фазы развития бури 7–8.IX.2017 определены следующим образом: первая фаза (предварительная) – 11.00 UT–18.00 UT, 7.IX.2017, вторая фаза (главная) – 19.00 UT 7.IX.2017–01.00 UT 8.IX.2017, третья фаза (восстановительная) – 02.00 UT–11.00 UT 8.IX.2017.

4. ШИРОТНЫЕ КРИВЫЕ ГЕОМАГНИТНЫХ ПОРОГОВ ДЛЯ РАЗЛИЧНЫХ ФАЗ БУРИ

На рис. 2 приведены примеры широтного поведения вариаций геомагнитных порогов ΔR_сгс и ΔR_эф в зависимости от пороговых жесткостей R_с выбранных станций для нескольких моментов времени в течение бури. Видно, что максимальное понижение порогов наблюдается на главной фазе (Dst = −142 нТл), достигая значений ΔR_сгс = = −0.52 ГВ и ΔR_эф = −0.66 ГВ.

Рис. 2.

Изменения геомагнитных порогов ΔR_сгс (а) и ΔR_эф (б) в зависимости от пороговой жесткости станции R_с для различных фаз бури: квадраты – начальная фаза, кружки – главная, треугольники – восстановительная фазы.

Широтная кривая ΔR_сгс на всех фазах демонстрирует типичную форму такой кривой с максимумом падения жесткости обрезания на среднеширотных (3–4 ГВ) станциях [1, 6, 8, 14 ]. В данном случае максимум падения кривой приходится на R_c = 3.66 ГВ (ст. Иркутск). Это говорит о том, что распределение наблюдательных значений ΔR_сгс достаточно хорошо отражает конфигурацию магнитосферы во время активности бури.

Модельные значения ΔR_эф не показывают такой типичной зависимости, на главной и восстановительной фазах, они возрастают с возрастанием значений R_с. Видно, что для жесткостей >3 ГВ модельные кривые ΔR_эф на главной фазе демонстрируют хорошее согласие с наблюдательными кривыми ΔR_сгс. Причем, если в области малых жесткостей станций КЛ понижение ΔR_эф больше, чем ΔR_сгс, то в области более высоких жесткостей понижения практически совпадают, меняясь от −0.3 до −0.5 ГВ. На восстановительной фазе ΔR_эф и ΔR_сгс ведут себя приблизительно так же, как и на главной фазе, с той разницей, что падение наблюдательных порогов на всей кривой меньше, чем модельных.

5. ВЗАИМОСВЯЗЬ ГЕОМАГНИТНЫХ ПОРОГОВ И ПАРАМЕТРОВ МАГНИТОСФЕРЫ

В этом параграфе мы проанализировали связь между жесткостями обрезания и исследуемыми параметрами электромагнитного поля, солнечного ветра и геомагнитной активности для каждой из шести разноширотных станций КЛ. Коэффициенты корреляции k представлены в виде диаграмм (рис. 3) для всей бури (а, б), главной (в, г) и восстановительной (д, е) фаз. Кроме того, последний столбик K отражает коэффициент корреляции между ΔR_эф и ΔR_сгс. Эти рисунки показывают эволюцию отклика ЖГО на изменения исследуемых параметров на каждой станции.

Рис. 3.

Корреляция параметров солнечного ветра и геомагнитной активности с ΔR_эф (а, в, д) и ΔR_сгс (б, г, е) для 6 разноширотных станций КЛ для всего периода бури 7–8.IX.2017 – а, б; и ее двух фаз: главной – в, г; восстановительной – д, е.

Из рис. 3а–3г видно, что на масштабе всей бури и ее главной фазы связь с исследуемыми параметрами модельных порогов сильнее, чем наблюдательных. Наиболее сильная связь ΔR_эф (0.8–0.9 ± 0.05) наблюдается с Dst, для ΔR_сгс она чуть ниже — (0.6–0.7 ± 0.09). И только на восстановительной фазе для ΔR_сгсk падает до незначительных значений <0.4. На всем протяжении бури видна также значительная антикорреляция ΔR_сгс и ΔR_эф со скоростью солнечного ветра V. Можно отметить также довольно существенную зависимость от магнитных параметров как модельных значений ΔR_эф, так и наблюдательных ΔR_сгс. В ΔR_эф вносит основной вклад пара B (k ≈ −0.85 ± 0.08) и Bz (k ≈ 0.6 ± 0.1), а в ΔR_сгс – B (≈ −0.5 ± 0.15) и By (≈0.5 ± 0.15).

Рис. 3а, 3б демонстрирует тот факт, что для ΔR_эф корреляция со всеми параметрами не показывает четкой зависимости от станции наблюдения, т.е. от широты. В то время как для ΔR_сгс эта зависимость наблюдается для некоторых параметров: связь ΔR_сгс с By максимальна для низких широт (k ≈ 0.65 ± 0.1) и минимальна для высоких (k ≈ 0.45 ± 0.2), а связь ΔR_сгс с V, напротив, минимальна для низких широт (k ≈ −0.65 ± 0.1) и максимальна для высоких (k ≈ −0.75 ± 0.15).

На главной фазе (рис. 3в, 3г) корреляция очень высокая, и достигает значений 0.95 практически для всех параметров солнечного ветра и магнитосферы как для ΔR_эф, так и для ΔR_сгс. Исключение составляет лишь плотность солнечного ветра (N), которая не оказывает практически никакого влияния на геомагнитные пороги. Здесь, как и для всей бури, корреляция параметров СВ и магнитосферы с ΔR_эф не показывают сколько-нибудь четкой картины зависимости от широты станции КЛ. Напротив, корреляция ΔR_сгс с электромагнитными параметрами Еу, B, Bz, By показывает явную тенденцию зависимости от широты.

На восстановительной фазе из рис. 3д, 3е видно, что наибольшая корреляция ΔR_эф отмечается с Dst и динамическими параметрами солнечного ветра V, N и P. Влияние B и By несколько меньше, а влияние Bz фактически отсутствует. Следует отметить, что на восстановительной фазе связь порогов и параметров солнечного ветра и магнитосферы показывает некоторую зависимость от широты, однако эта связь не носит регулярного характера, она хаотична. Что касается ΔR_сгс, то в это время отсутствует связь с Dst. На этой фазе контроль ΔR_сгс геомагнитной активностью осуществляется через Кр индекс. Видно, что исследуемые параметры вносят гораздо меньший вклад в понижение наблюдательных порогов и по сравнению с ΔR_эф, и по сравнению с тем, каков был этот вклад на главной фазе. Коэффициент корреляции превышает 0.5 лишь для некоторых параметров и для некоторых станций, например для связи с P (Москва), а также с Kp, Ey, и Bz на низкоширотной станции ESOI. Однако, как и для ΔR_эф, зависимость от широты не демонстрирует какой-либо определенной тенденции, она хаотична. Отсутствие регулярных связей, хаотическое поведение k на разных станциях привело и к отсутствию корреляции между ΔR_эф и ΔR_сгс (рис. 3д, 3е, последний столбец K).

На рис. 4 приведены изменения k на станциях КЛ. Станции приведены в порядке убывания жесткости станции (возрастания широты). Видно, что корреляция ΔR_сгс с Bz растет с увеличением широты, а с By падает (рис. 4а). Антикорреляция ΔR_сгс с B и Еу растет с увеличением широты (рис. 4б).

Рис. 4.

Широтная зависимость коэффициентов корреляции k между ΔR_сгс и параметрами ММП для главной фазы.

6. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Как уже указывалось выше, во время бури 7–8.IX.2017 наибольшее понижение порогов наблюдается в максимуме бури на главной фазе (Dst = = −142 нТл), и составляет 14% для ΔR_сгс (на ст. Иркутск) и 35% для ΔR_эф (на ст. Кингстон). Широтная кривая ΔR_сгс (R_c) на всех фазах демонстрирует классическую форму с максимумом падения жесткости обрезания на среднеширотных (3–4 ГВ) станциях [1, 6]. Наибольшее падение наблюдательных жесткостей достигается при R_c = = 3.66 ГВ. Широтные зависимости модельных ΔR_эф (R_c) не представляют характерной кривой с максимумом падения жесткостей на среднеширотных станциях. На главной и восстановительной фазах они возрастают с возрастанием R_c. Для жесткостей >3–4 ГВ модельные кривые ΔR_эф на главной фазе находятся в хорошем согласии с наблюдательными кривыми ΔR_сгс (R_c), в то время как при малых жесткостях (высокие широты) кривые ΔR_эф и ΔR_сгс расходятся. В работе [8] при исследовании бури в ноябре 2003 г. отмечено, что для жесткостей R_c < 6 ГВ широтные зависимости, полученные с использованием модели Тs01, сильно отличаются от зависимостей, полученных с использованием данных нейтронных мониторов. Аналогично в работе [18] сравнивались жесткости обрезания, вычисленные траекторным методом при помощи различных магнитосферных моделей во время нескольких бурь с результатами наблюдений на нейтронных мониторах и космическом аппарате CORONAS-F. Авторы этой работы также утверждают, что для интенсивных бурь результаты для средних широт, полученные с использованием модели Тs01, могут значительно отличаться от наблюдений.

Расхождение модельных и наблюдательных значений в области малых жесткостей (высокие широты) может говорить о том, что модель Тs01 недостаточно хорошо описывает распределение магнитных полей в магнитосфере в области более высоких широт. Возможно, это связано с тем, что модель Ts01, которая использовалась при расчете R_эф, не в полной мере учитывает некоторые токовые системы, которые, как выяснилось в последнее время, могут иметь большое значение для развития сильных геомагнитных бурь. В частности, в работе [19] найдено, что для развития больших бурь существенное значение может иметь система токов DP, развивающихся в высокоширотных областях магнитосферы. Кроме того, модель Ts01 описывает возмущенное магнитное поле внутренней и околоземной магнитосферы в области R ≤ 15R_E. Энергия, запасенная в хвосте магнитосферы, в том числе в более дальней ее части, инициирует и поддерживает некоторые важные магнитосферные процессы [20, 21]. В то время как модельные геомагнитные пороги R_эф не учитывают влияние поля среднего и дальнего хвоста, регистрируемые на земле космические лучи, использованные для определения $\Delta $R_сгс, испытывают влияние поля всей магнитосферы.

Изменение геомагнитных порогов ΔR (как ΔR_сгс, так и ΔR_эф) на масштабе всей бури 7–8.IX.2017, а также на ее главной фазе наиболее сильно коррелирует с Dst-индексом, что свидетельствует о том, что кольцевой ток играет главную роль в контроле вариаций жесткостей обрезания КЛ. Значительная чувствительность к Dst является самой стабильной чертой взаимодействия геомагнитных порогов с геомагнитосферой, которая отмечена ранее. В [22] найдено, что связь ΔR с геомагнитной активностью демонстрирует четкую закономерность — корреляция увеличивается с уменьшением Dst, т.е. с ростом интенсивности бури. При этом, сильная связь с Dst обычно поддерживается на всех фазах бури. Поэтому достаточно неожиданным является отсутствие связи ΔR_сгс с Dst на восстановительной фазе исследуемой бури. На этой фазе контроль ΔR_сгс геомагнитной активностью осуществляется через Кр индекс. Dst определяется по вариациям наземного магнитного поля на низкоширотных станциях (18°–35°) и отражает эффект экваториального кольцевого тока. Кроме того, в Dst также вносят вклад частичный кольцевой ток [23], токи на магнитопаузе [24, 25] и поперечные токи хвоста [26–28]. Индекс Kp определяется по субавроральным станциям (44°–62°). Во время сильного магнитного возмущения, когда авроральный овал смещается к югу, станции, входящие в сеть Kp, начинают фиксировать эффекты магнитосферных токов области высоких широт. Таким образом, можно предположить, что на восстановительной фазе бури 7–8.IX.2017 вариации жесткости обрезания ΔR_сгс регулировались не столько распадом кольцевого тока, сколько влиянием высокоширотных токовых систем. В вариациях ΔR_эф такого эффекта на восстановительной фазе не наблюдается, Dst значительно влияет на ΔR_эф, а вклад Kp практически отсутствует. Эту разницу в чувствительности ΔR_эф и ΔR_сгс к индексам геомагнитной активности, по-видимому, опять надо отнести к недостаточной чувствительности модели Ts01 к процессам, происходящим в высоких широтах магнитосферы в случае рассматриваемой бури.

Рассмотрение зависимостей изменений порогов от исследуемых параметров на главной фазе бури, показывает, что модельные и наблюдательные геомагнитные пороги демонстрируют очень похожую картину. В вариации ΔR вносят вклад практически все параметры магнитосферы и солнечного ветра. При этом, корреляция между ΔR_эф и ΔR_сгс высокая (k = 0.9 ± 0.1), как видно из последнего столбца рис. 3в, 3г. Наиболее заметная разница в рис 3в и 3г заключается в том, что в корреляции ΔR_сгс как с электромагнитными параметрами, так и с динамическими V и P просматривается заметная зависимость от широты станции наблюдения. В то же время, корреляция ΔR_эф с параметрами ММП, СВ и магнитосферы не показывают сколько-нибудь четкой картины зависимости от широты станции КЛ.

Отдельного рассмотрения требует восстановительная фаза бури, диаграммы которой (рис. 3д, 3е) резко отличаются от диаграмм, характеризующих ситуацию на масштабе всей бури и в главной фазе. Во-первых, коэффициенты корреляции на этом этапе сильно уменьшаются, особенно это заметно для ΔR_сгс. Следует отметить, что для тех немногих бурь, для которых в литературе рассматривались зависимости ΔR от параметров магнитосферы и межпланетной среды, такого уменьшения k на восстановительной фазе не наблюдалось. Для бурь 20.XI.2003 [29], 7–8.XI.2004 [30] и 14.XII.2006 [31] k между ΔR и параметрами гелио- и магнитосферы на восстановительной фазе были либо одного порядка с соответствующими k на главной фазе, либо превышали их. Кроме того, из рис. 2д, 2е видно, что на восстановительной фазе коэффициенты корреляции ΔR_сгс и ΔR_сгс со всеми исследуемыми параметрами для разных станций отличаются друг от друга хаотическим образом. Такая хаотизация отклика ΔR на параметры магнитосферы может быть связана с особенностями возмущенного периода в магнитосфере в начале сентября 2017 г. Как упоминалось во введении, в это время наблюдалась повышенная активность на Солнце, которая генерировала вспышки и CME. На пути к Земле CME взаимодействовали между собой, а также с другими межпланетными образованиями, поэтому в околоземном пространстве сформировалась сложная комплексная структура, содержащая ударные волны, 2 области сжатия (“sheaths”) перед межпланетными СМЕ, два магнитных облака, и два магнитных “поршня” с увеличенной геоэффективностью [32, 33]. Южная компонента Bz, ассоциированная со сложным комплексом областей сжатия и магнитного облака [17, 32 ], инициировала магнитную бурю с максимальным падением Dst = −142 нТл в 01.00 UT 8.IX.2017 (рис. 1). Восстановление магнитосферы после главной фазы бури было прервано через несколько часов приходом второй области сжатия и последовавшего за ней второго магнитного облака с полем южной направленности [17], которое генерировало повторное падение Dst индекса до −123 нТл. Такая нестандартная восстановительная фаза бури, когда наблюдались противоположные тенденции – восстановление магнитосферы от предыдущего возмущения, конкурировавшее с развитием нового возмущения – могло обусловить низкие значения k между ΔR и параметрами ММП, СВ и магнитосферы, а также хаотическое нерегулярное поведение k на разных станциях наблюдения. Меняющиеся условия в токовых системах могут вызвать частичный кольцевой ток с сильной анизотропией, а представленные данные по ΔR_сгс изотропны, поэтому рассчитанные ΔR_сгс могут не соответствовать реальности и, следовательно, плохо коррелировать с Dst.

ВЫВОДЫ

Мы рассчитали геомагнитные пороги R во время возмущенной магнитосферы 7–8.IX.2017 двумя методами. Далее мы рассчитали корреляции ΔR с параметрами межпланетной среды и магнитосферы во время эволюции бури – в ее начальной, главной и восстановительной фазах и рассмотрели широтные особенности полученных корреляций. Мы получили следующие результаты:

1. Во время бури 7–8.IX.2017 наибольшее понижение порогов наблюдается в максимуме бури (Dst = −142 нТл), достигая значений ΔR_сгс = −0.52 ГВ (Иркутск) и ΔR_эф = −0.66 ГВ (Кингстон).

2. Во время всех фаз бури наблюдательная широтная кривая ΔR_сгс(R_c) принимает классическую форму с максимумом падения жесткости обрезания на среднеширотных станциях (R_c = 3.66 ГВ). Широтное распределение модельных ΔR_эф существенно отличается от распределения наблюдательных ΔR_сгс, для средних и высоких широт (R_c ≤ 3.66 ГВ, φ ≥ 53° N и φ ≥ 40° S).

3. Наши результаты свидетельствуют о том, что во время бури 7–8.IX.2017 модель магнитосферы Тs01 недостаточно хорошо отражала пространственную конфигурацию возмущенной магнитосферы в области высоких широт.

4. Изменение как наблюдательных, так и модельных геомагнитных порогов на масштабе всей бури 7–8.IX.2017 наиболее сильно коррелирует с Dst-индексом, что свидетельствует о том, что кольцевой ток играет главную роль в контроле вариаций жесткостей обрезания КЛ. Также виден значительная зависимость ΔR_сгс и ΔR_эф от параметров солнечного ветра V и несколько меньшая от магнитных параметров. ΔR_эф контролируется парой B и Bz, а ΔR_сгс – B и By.

5. Чувствительность ΔR к динамическим и магнитным параметрам межпланетной среды различна на разных фазах бури и отличается от чувствительности, посчитанной на масштабе всей бури.

6. Для ΔR_сгс корреляция с магнитными параметрами в главной фазе демонстрирует тенденцию изменяться в зависимости от станции наблюдения регулярным образом. Для ΔR_эф такой тенденции не наблюдается. На восстановительной фазе наблюдается хаотическое нерегулярное поведение k в зависимости от станции наблюдения, вызванное особенностями бури и связанными с ними анизотропиями.

Взаимосвязь вариаций геомагнитных порогов КЛ с параметрами геомагнитной активности и магнитосферы различна на разных фазах бури, поскольку она обусловлена динамикой глобальных магнитосферных токовых систем, которые в процессе эволюции магнитного возмущения развиваются и затухают различным образом в разные периоды времени. Особенности взаимодействия солнечного ветра и магнитосферы в процессе эволюции бури определяют специфический отклик геомагнитных порогов КЛ на параметры гелиосферы и магнитосферы на разных фазах бури. В частности, особенности корреляции порогов с параметрами гелио- и магнитосферы на восстановительной фазе бури 7–8.IX.2017 диктовались особенностями этой бури, которые были обусловлены сложной структурой в околоземном пространстве, содержащей ударные волны, области сжатия, магнитные облака, и магнитные “поршни”.

Расчеты по методу СГС получены с использованием оборудования Центра коллективного пользования “Ангара” (http://ckp-rf.ru/ckp/3056/) и научной установки “Российская национальная наземная сеть станций космических лучей” https://ckp-rf.ru/usu/433536/.

Конфликт интересов: авторы сообщают об отсутствии конфликта интересов.