Диссертация (1149588), страница 11
Текст из файла (страница 11)
Задание параметра RTПомимо уточнения магнитосферных долгот продольных токов SCW, для вычислениямодельного магнитного поля SCW также необходимо задать геоцентрическое расстояние доэкваториального тока, показанного на рисунке 2.1.1 (RT параметр), а также степень вытянутостисиловых линий, чтобы построить продольные составляющие токового клина.На практике этот параметр мы фиксируем, и вычисления магнитного поля в модели FWпроизводятся нами при среднем геоцентрическом расстоянии RT = 15 Re, выбор которого былобусловлен исследованиями ряда авторов. Так Nagai et al. (1998) статистически исследовалиданные со спутника Geotail для определения областей, в которых спутник регистрирует потокиплазмы, движущиеся к Земле и от неѐ. Авторы показали, что вблизи начала взрывной фазысуббури область пересоединения чаще всего образуется в околополуночной областиплазменного слоя на расстояниях R ~ 20..30 Rе.
Результаты, полученные Nagai et al. (1998),были подкреплены и уточнены авторами Miyashita et al. (2009). С помощью большого наборамагнитных данных (3787 событий) со спутника Geotail и данных глобальной съемки сияний соспутника Polar они показали, что в первые 10 минут взрывной фазы суббури ускоренныепотоки плазмы к Земле наблюдаются на расстояниях до ~15 Rе, а от Земли — на расстоянияхбольших ~20 Re. При этом область наиболее вероятного положения области разрушения токахвоста определялась авторами попонижению величины полного давления на расстоянии R ~ 18Re. Этот результат хорошо согласуется с результатами Petrukovich et al. (2009), которые спомощью наблюдений спутников Cluster в хвосте магнитосферы для 49 событий показали, чторасстояние до области равновероятного образования потоков частиц к Земле и в направлениихвоста составляет ~17 Re.Другие авторы, например, Jacquey et al.
(1991) с помощью магнитных данных соспутников ISEE оценивали положение области разрушения хвостового тока в начале взрывнойфазы суббури RT ~ 6–8 Re по данным одного интенсивного события с AE-индексом до 1000нТл. В то же время, Ohtani et al. (1992), основываясь на статистике из 13 событий, получили RT~ 12 Re. Такая разница в величине геоцентрического расстояния до области разрушения токаобъясняется авторами смещением области магнитного пересоединения ближе к Земле, так как впериоды интенсивных суббурь силовые линии ближнего хвоста магнитосферы сильновытянуты.Оригинальный метод оценки экваториального расстояния методом триангуляции поданным двух спутников в долях ближнего хвоста магнитосферы был применен в нашей работеSergeev et al. (2011а).
На рисунке 2.3.3 приведен пример последовательных бухтообразных59Рисунок 2.3.3.Пример магнитных вариаций,записанных наземными и спутниковымимагнетометрами 2 октября 2006 года (Sergeevet al. 2011а). Сверху вниз: положенияспутников в период трех суббурь в плоскостиXY (GSM); BZ-компоненты вариаций наGeotail, Cluster-1 и Cluster-4, находящихся вдолях хвоста; H-компоненты магнитныхвариаций на геостационарных спутникахGOES-11иGOES-12;АЕ-индекс;среднеширотные H-и D-компоненты настанциях сети THEMIS. Вертикальные линииотмечают моменты начала взрывной фазысуббури и развития токовых систем.60возмущений (в системе GSM и далее), наблюдаемых в разных областях ближнего хвостамагнитосферы и поверхности Земли для событий 2 октября 2006 года.
В интервал времени с05:00 – 07:00 UT по АЕ-индексу было определено три последовательные суббури свозрастающей интенсивностью (AEA < 100 нТл, AEB ~ 200 нТл и AEC ~ 500 нТл), которыекачественно имеют одинаковые магнитные эффекты в разных областях, то есть на среднихширотах, на геостационарной орбите и в долях хвоста. Вертикальные линии отмечают моментыначала взрывной фазы суббури: Т0А ~ 05:10 UT, T0B ~ 06:19 UT и T0C ~ 07:18 UT. На верхнемграфике рисунка 2.3.3 показаны орбиты спутников, по которым видно, что спутник Geotailдвигался в азимутальном направлении на X ~ 12 Re (Южное полушарие), а спутники Cluster врадиальном направлении X ~ -8–12 Re (Северное полушарие), находясь в течение временногоинтервала 05:00-07:00 UT в долях хвоста.
Первая магнитная бухта A (Т0А ~ 05:10 UT) не виднана магнитограммах Geotail и GOES-11, так как оба спутника находились западнееазимутального сектора SCW. Начало магнитной бухты третьего события C (Т0С ~ 07:18 UT) небыло видно на спутнике GOES-12, расположенном восточнее сектора токового клина. Востальные отрезки времени возмущения хорошо коррелируют в разных точках магнитосферы иимеют близкие по значению амплитуды, что указывает на крупномасштабную природувозмущений токового клина в ближнем хвосте. Наземные магнитные наблюдения,представленные на рисунке 2.3.1, подтверждают это и отражают характерный профильвозмущений в широком интервале долгот.Наосновеодновременныхспутниковыхизмеренийвдоляхближнегохвостамагнитосферы (без привлечения наземных наблюдений) определялись расстояние до областиразрушения тока (RT) и интенсивность токового клина (ISCW).
Использованы одновременныенаблюдения со спутников Geotail, Cluster-1 и Cluster-4, чувствительные к эффектам разныхчастей токовой системы и расположенных в разных областях ближнего хвоста магнитосферы.Как видно из рисунков 2.3.3 и 2.3.4 основными эффектами, наблюдаемыми в космосе (идостаточно сильными на всех трех спутниках), являются подавление BX-компоненты,указывающеенаослаблениепоперечноготокаближнегохвоста,иположительнаябухтообразная вариация BZ-компоненты, указывающая на то, что область разрушения токанаходилась на расстоянии R > 12 Re, то есть дальше положения спутника.Для вычисления параметров токового клина по спутниковым данным использоваласьмодель FW, в которой ток ISCW и расстояние RT до экваториального тока рассматривались каксвободные параметры.
Отсутствие спутникового покрытия в азимутальном направлении непозволяет определять долготы продольных токов на основе только космических наблюдений,поэтому авторы использовали данные о положении токов, полученные из наземных данных с61Рисунок 2.3.4. Магнитные возмущения,наблюдаемые спутниками Cluster-1, Cluster-4и Geotail 2 Октября 2006 г., с наложеннымирезультатами триангуляции (Sergeev et al.,2011а). Голубой полосой отмечен временнойинтервал, в течение которого спутникинаходилисьвплазменномслое.Горизонтальная серая полоса на графике RTобозначаетгеоцентрическоерасстояние,покрываемоетремяспутниками.Интенсивность ISCW, полученная с помощьюспутниковых наблюдений (модель FW, синяялиния) и наземных (IW, зеленая линия),сопоставлены на нижнем графике.62помощью модели IW. Вычисляя величины ΔBX- и ΔBZ-компонент магнитных возмущений спомощью модели FW, авторы перебирали значения нелинейного параметра RT в диапазоне от10 до 25 Re с шагом 0.5 Re, а величину линейного тока ISCW от 0.05 до 2 МА с шагом 0.01 МА.Результаты расчетов модели на каждом шаге сравнивались с наблюдениями спутников Geotail,Cluster-1 и 4, из которых вычиталось поле внутренних источников IGRF в момент началавзрывной фазы суббури (в данном случае, Т0 ~ 06:17 UT).
Выбирался набор параметров, прикотором среднеквадратичное отклонение модельных величин компонент от измеренных тремяспутниками, было минимальным. Результаты расчетов приведены на графиках рисунка 2.3.3,где первые минуты взрывной фазы суббури не интерпретировались, так как уровеньвозмущений был низким, что дает большую погрешность в вычислениях. Из этих графиковвидно, что компоненты возмущений ΔBX и ΔBZ достаточно хорошо воспроизводятся модельюFW, а ΔBY описывается хуже. Также видно максимальное расхождение наблюдаемых имодельных компонент поля в короткие периоды, когда спутники находятся в плазменном слое(см.
заштрихованную область).Обратим внимание на поведение параметра RT в зависимости от времени взрывной фазы.В первые минуты RT ~ 14 Re, но ближе к концу события область разрушения тока сместилась наRT ~ 20 Re, и связано это с движением области разрушения хвостового тока в антисолнечномнаправлении. Всего было проанализировано 7 суббурь (см. табл. 2.3.1) разной интенсивности(АЕ от 150 до 1000) и показано, что величина RT варьируется в промежутке то 14 до 24 Re длясобытий разной интенсивности.
Важным для дальнейшего исследования является то, чтофиксирование положения экваториального тока на RT = 15 Re в модели относительно слабовлияло на величину ISCW (~10–20%), определяемую решением обратной задачи. При отсутствиинадлежащего спутникового покрытия в большинстве событий, в наших дальнейшихвычислениях геоцентрическое расстояние до экваториального тока в модели FW былозафиксировано на среднем значении 15 Re.2.3.4 Определение степени вытянутости силовых линий продольных токов SCWСтепень вытянутости силовых линий (см. параметр RCF в п. 2.1) оценивалась с помощьюнаблюдений Bz-компоненты магнитного поля на геосинхронной орбите. Чтобы показать, какимобразом RCF меняет конфигурацию продольных токов SCW, спроецируем точку плазменногослоя (XGSM= -15Re) в ионосферу при RCF = 0 и 6. В первом случае ионосферная проекция точкипопадает на широту ~70o CGLat, а во втором случае на ~63o CGLat.
На рисунке 2.3.4 приведеныконфигурации продольных токов SCW в плоскости XZ (GSM) для RCF = 0, 3 и 6, которые63Таблица 2.3.1. Список событий с параметрами токового клина, определенными методомтриангуляции.Рисунок 2.3.4. Конфигурации продольных токов в плоскости XZ (GSM) при RCF = 0, 3 и 6 вслучае азимутально-симметричной конфигурации токового клина.64показывают, что чем больше значение RCF, тем сильнее вытянут ближний хвост магнитосферыи тем ближе к Земле внешняя граница области квазидипольных линий геомагнитного поля.В периоды магнитосферных суббурь конфигурация силовых линий поля динамичноменяется, и определить значение RCF в каждый момент времени не представляется возможным.В течение взрывной фазы суббури фоновое магнитное поле возмущается эффектамиразвивающихся токовых систем и отследить динамику изменения конфигурации фонового поляв каждый момент суббури на данный момент невозможно.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
