Диссертация (1149487), страница 8

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 8)

Блок F2-области ионосферы и внешней ионосферыВблокеF2-областиионосферы+концентрации атомарного кислорода Oивнешнейионосферырассчитываются+и водорода H , электронов, их скоростидвижения, а также ионная и электронная температуры в диапазоне высот от 175 км догеоцентрического расстояния, равного 15 радиусам Земли. На этих высотах частотастолкновений заряженных частиц с нейтралами гораздо меньше гирочастоты, т.е.столкновения не нарушают циклотронное вращение и дрейф заряженных частиц. Ионысчитаются замагниченными, т.е. привязанными к силовым линиям геомагнитного поля имогут двигаться поперек вектора магнитной индукции только под действием какой-либосилы.

Поскольку геомагнитное поле оказывает большее влияние на поведение ионов иэлектронов, в данном блоке используется магнитная дипольная система координат.Система уравнений (2.1-2.3) интегрируется вдоль силовых линий магнитного поля Земли сучетом электромагнитного дрейфа плазмы поперек силовых линий.В уравнении непрерывности наряду с образованием Qi и потерями Li ионов O+ и H+при фотоионизации, корпускулярной ионизации, химических реакциях между O+, O2 и N2,обмене зарядами между O+ и H, а также O и H+ учитывается перенос – дивергенция потоказаряженных частиц:Dni / Dt   par (ni vipar )  Qi  Li  ni  per v per .(2.20)ОператорDni / Dt   / t  (v per , )определяет производные Лагранжа по времени вдоль траектории электромагнитногодрейфа частиц поперек силовых линий геомагнитного поля со скоростьюviper  veper  E  B  ,39B2(2.21)n viv ipar parii.ne(2.22)Уравнение движения для ионов записывается в виде2mi ni (  vi ) par  mi ni g par   par (ni kTi )  ni / ne  par (ne kTe )    in in ni (vipar  v par )    ij ij ni (v jpar  v par ).n(2.23)jИонная и электронная температуры определяются из уравнений теплового баланса:3 / 2ni k ( DTi / Dt  v ipar  par Ti )  ni kTi v ipar   par (k par Ti )  PiQJ  PiTe  PiTj  PiTn ,(2.24)3 / 2ne k ( DTe / Dt  vepar  par Te )  ne kTe vepar   par (k par Te )  PeTi  PeTj  PeTn  PeQp  PeTC .

(2.25)Индексы i, j и e соответствуют ионам O+, H+ и электронам, per и par –направлениям, перпендикулярным и параллельным силовым линиям геомагнитного поля,соответственно. Вектор gpar определяет сумму векторов ускорения свободного падения ицентростремительного ускорения, спроектированных вдоль силовых линий. PiQJ –скорость Джоулева нагрева, PiTj, PiTe и PiTn – скорости обмена тепла между ионами, атакже ионов с электронами и нейтралами, PeTi, PeTj иPeTn – скорости обмена теплаэлектронов с ионами и нейтралами, PeQp и PeTc – скорости нагрева электронного газафотоэлектронами и электронами, высыпающимися из магнитосферы.2.5.

Блок расчета электрического потенциалаВ данном блоке рассчитывается глобальное распределение потенциала φэлектрического поля EE  (2.26)магнитосферного и термосферного (динамо) происхождения, а также созданноговследствие переноса заряда через нижнюю границу, путем решения уравнениянепрерывности полного электрического тока divj  div( ji  j m  j s )  0,(2.27)где jm и js – плотности электрических токов магнитосферного происхождения и токовчерез нижнюю границу, соответственно, ji – плотность ионосферного тока, котораязаписывается в виде закона Ома для плазмы:ji   par E par   P E per   H B  E per .(2.28)Здесь σP, σH и σpar – Педерсеновская, Холловская и продольная проводимости(вдоль геомагнитных силовых линий): 40 in en,me (    ) (2.29)ie,2222 mm()()eniiin  e e(2.30) P  e 2 ne  mi (   )2i2in2e2en H  e 2 ne  11 , mi in me en )  par  e 2 ne (2.31)где mi и me – массы ионов и электронов, Ωi и Ωe – ионная и электронная гирочастоты,νin и νen – частоты столкновений ионов и электронов с нейтральными частицами,соответственно.E par B ( B, E ),B2(2.32)E per B  E  B ,B2(2.33)E    v  B .(2.34)С учетом этого выражение (2.27) принимает вид   v  B   jm  js   0,(2.35)где σ – тензор электрической проводимости ионосферы для системы координат с осями,направленными вдоль векторов магнитной индукции B, напряженности электрическогополя E и векторного произведения [E x B]: P  0H0 par0H 0 . P (2.36)После интегрирования уравнения (2.35) по высоте токопроводящего слоя (от 80 до175 км), пренебрегая зависимостью компонент вектора напряженности электрическогополя от высоты в данном слое, а также предполагая, что выше 175 км плазма замагничена(ионы и электроны могут двигаться поперек силовых линий геомагнитного поля толькопод действием какой-либо внешней силы), и силовые линии магнитного поля Землиэквипотенциальны, задача сводится к двумерной.2.6.

Методы решения уравнений. Граничные и начальные условия.Интегрирование уравнений непрерывности, движения и теплового баланса, а такжеуравнения для потенциала электрического поля осуществляется методом конечныхразностей. Околоземное пространство рассматривается в виде дискретной трехмернойсетки, в каждом блоке использующей свою собственную систему координат. 41Дифференциальные операторы заменяются разностными, и решение находится в узлахчисленной сетки. Пространственная сетка интегрирования выбирается в зависимости отзадач, характера и масштабности описываемых процессов.

В данной работе шагинтегрирования по широте и долготе составлял 2 и 5 градусов, соответственно, чтосоответствовало пространственному разрешению глобальных двухчасовых карт полногоэлектронного содержания по данным глобальных навигационных спутниковых систем, скоторымисопоставлялисьрезультатычисленныхрасчетов.Шагчисленногоинтегрирования по высоте на нижней границе, в качестве которой была выбрана высота80 км, равнялся 3 км и увеличивался с высотой в геометрической прогрессии споказателем, равным 1,1.Для решения уравнений непрерывности, движения и теплового баланса длянейтральных частиц, а также атомарных ионов и электронов F2-области ионосферы,содержащихпроизводныепокоординатам,требуютсяграничныеусловия–распределения искомых параметров на границах численных блоков.На нижней границе блока нейтральной атмосферы температура и концентрациинейтральных частиц задаются по эмпирической модели NLRMSISE-00.

Скоростьтермосферноговетра находится из решения уравнения для ветров, полученного впренебрежении вязкостью и ион-нейтральным трением в геострофическом приближении,когда выражение (2.6) содержит только кориолисово ускорение и градиент давлениянейтрального газа.Для верхних граничных условий блока нейтральной атмосферы (на высоте 520 км)используется диффузионное равновесие нейтрального газа (скорость диффузии равнанулю), а скорость ветра и температура считаются независимыми от высоты:nn m n g 0,kTr(2.37)v 0,r(2.38)Tn 0.r(2.39)В блоке F2-области ионосферы граничные условия определяются следующимобразом.

На высоте 520 км концентрация нейтрального водорода задается по даннымэмпирической модели нейтральной атмосферы (Jacchia, 1977). Для концентрацииатомарных ионов в основаниях силовых линий геомагнитного поля используется условиехимического равновесия (число образования частиц равно числу их потерь):Qi  Li . (2.40)42Для ионной и электронной температур используется условие теплового равновесия:Ti  Te  Tn .(2.41)Уравнения блока F2-области ионосферы интегрируются вдоль силовых линийгеомагнитного поля для области замкнутых силовых линий от узла численной сетки внижнейионосферепротивоположногоодногополушарияполушария.Вдообластиузлавмагнитосопряженнойразомкнутыхсиловыхлинийточке(вышегеомагнитной широты 75º) концентрации ионов, а также продольные потоки тепла ионови электронов задаются равными нулю на верхней границе.

Тем самым в моделивоспроизводится условие полярного ветра – сверхзвукового истечения плазмы из F2–области и внешней ионосферы полярной шапки вдоль разомкнутых силовых линийгеомагнитного поля.Для решения уравнений, содержащих производные по времени требуютсяначальные условия – распределения параметров в начальный момент времени. Дляспокойных гелиофизических условий в качестве начальных распределений используютсяквазистационарные решения моделирующих уравнений после многократного прогонамодели для одних и тех же суток.

Начальными условиями для возмущенных условийиспользуются решения, полученные для предыдущих спокойных суток. Также возможноиспользование данных эмпирических моделей нейтральной атмосферы NLRMSISE-00,нейтральных ветров HWM-93 и ионосферы IRI-2001.2.7. Входные параметрыМодель UAM рассчитывает пространственно-временные вариации параметровоколоземной среды в зависимости от внутреннего состояния и внешнего воздействия,которые определяются входными параметрами. Ими являются дата и мировое времямоделируемого события, определяющие положение узлов численной сетки относительноСолнца в геомагнитной системе координат, поток солнечного радиоизлучения, спектрысолнечного ультрафиолетового и крайнего ультрафиолетового излучения, потокивысыпающихся из магнитосферы энергичных электронов, продольные токи зон 1 и 2и/или распределение электрического потенциала на границе полярной шапки, индексымагнитной активности, Y- и Z-компоненты межпланетного магнитного поля.Спектры солнечного ультрафиолетового и крайнего ультрафиолетового солнечногорадиоизлучения определяют коэффициенты диссоциации молекулярного кислорода искоростиобразованияионовO2+,N2+,NO+иO+вследствиефотоионизациисоответствующих нейтральных компонент, зависят от солнечной активности и 43выражаются через поток радиоизлучения на волне 10,7 см и задаются согласно (Нусинов,1987).

Интенсивности рассеянного ночного излучения задаются равными 5kR для длинволн 121,6 нм и 5R для длин волн 102,6, 58,4 и 30,4 нм.Пространственное распределение высыпаний электронов из магнитосферы задаетсяна верхней границе термосферы (на высоте 520 км), а интенсивность описываетсяследующей зависимостью:    m E 2    m E 2 I , , E   I m E  exp ,22E  E (2.42) md   mn   mn cos  md,22(2.43)m где Φ, Λ – геомагнитная широта и долгота, E – энергия высыпающихся электронов, Im(E) –максимальная интенсивность высыпающегося потока, Φmd и Φmn – геомагнитные широтымаксимумов высыпаний на полуденном и полуночном геомагнитных меридианах, Φm(E) иΛm(E) – магнитные широта и долгота максимумов высыпаний, Φ и Λ – полушириныобластей высыпаний по геомагнитной широте и долготе, соответственно.

Характеристики

Список файлов диссертации