Диссертация (1149588), страница 12
Текст из файла (страница 12)
Поэтому для каждого отдельновзятого события параметр RCF определялся один раз, в момент начала взрывной фазы (T0), доразвития основных токовых систем суббури. Для вычислений использовалась модель фоновогополя T89 + IGRF, с помощью которой в момент времени Т0 для всех значений RCF от 0 до 8 сшагом 0.1 рассчитывалось поле в точке реального положения геостационарного спутника,находящегося вблизи геомагнитного экватора в ночном секторе хвоста 21..03h MLT, при этомвыбирался спутник, находившийся ближе остальных к полуночному меридиану.
Далеевыбиралось такое значение RCF, при котором невязка между наблюдаемой и предсказываемойBZ-компонентой поля на этом геостационарном спутнике минимальна. Выбор именно BZкомпоненты обусловлен тем, что геостационарные спутники GOES расположены на расстоянииR = 6.6 Re вблизи геомагнитного экватора, где основную информацию о магнитнойконфигурации линий геомагнитного поля несет компонента BZ.
Полученное значение RCF вмомент T0 сохранялось на протяжении всего анализируемого события.2.4Сравнение наблюдений с прогнозом модели одиночной токовой петлиПомимо параметра RT, определенного из наблюдений спутников в долях ближнего хвоста,решение обратной задачи также использовалось в работе Sergeev et al. (2011а) для оценкиполного тока SCW. На графике сравнения величин ISCW определенных только из спутниковыхданных (по модели FW) и только наземных данных (также по модели FW, см. вторую снизупанель на рис. 2.3.4) видно, что спутниковое определение (синяя линия) для первой половинывзрывной фазы (T0 = 06:17 UT, см. рис.
2.3.3) дает величины в 1.5..2 раза больше, чем наземныеданные (зеленая линия). Однако отношение амплитуд токов, определенных двумя методами,спадает до ~1 в течение второй половины взрывной фазы, когда область разрушенногохвостового тока (RT) движется в направлении хвоста. Полученный результат не может бытьсвязан с какой-либо ошибкой, так как для расчетов амплитуд магнитных возмущений иинтенсивности SCW (решением обратной задачи) использована одна и та же модель FW (см.рис.2.3.1).Систематическиерасхожденияввеличинахтока,определенногодвумя65независимыми способами (с помощью спутниковых или наземных наблюдений), остаютсяреальным фактом.Для статистического исследования на рис.
2.4.1 представлено сравнение наблюдаемыхΔBX-и ΔBZ-компонент магнитного поля на спутнике Cluster-1, и их модельных оценок,рассчитанных с помощью модели FW задавая долготы и полный ток, полученные из наземныхнаблюдательных данных (применяя модель IW). Данные в долях хвоста были обработаны также, как и для события 2 Октября 2006 г.
(см. рис. 2.3.3 и 2.3.4), то есть вычитанием значенийфонового поля в момент начала суббури из величин компонент бухтообразных возмущений.Данные на рис. 2.4.1 получены с 3 минутным разрешением для 14 изолированных событийсуббурь, наблюдаемых спутниками Cluster в долях хвоста в полуночном секторе (|YGSM| < 10Re), на радиальном расстоянии между 6 и 18 Re, и на расстояниях от плазменного слоя между 3и 12 Re по оси ZGSM.
Наблюдаемые величины показывают достаточно хорошую корреляцию спредсказываемыми значениями поля: коэффициенты корреляции для BX-и BZ-компонент равны,соответственно, 0.79 и 0.71; однако средний наклон линии регрессии 0.63 и 0.66, чтосоответствует среднему отношению BOBS/BMOD ~ 1.5. Разброс точек достаточно большой,особенно для BZ-компоненты, что означает, что в отдельных событиях величина отношениякомпонент может сильно варьироваться.2.5Геостационарные наблюдения токовой системы суббуриНаблюдения в долях ближнего хвоста, проводимые вне динамичной области плазменногослоя, являются хорошим инструментом дистанционного мониторинга токовой системысуббури, но и наблюдения на геостационарной орбите оказывают большую помощь встатистическоманализе.Преимуществомнаблюденийвэкваториальнойплоскостиплазменного слоя является возможность прямого мониторинга азимутальных положенийпродольных токов SCW.
Эти положения очень динамично изменяются на протяжении каждогоотдельно взятого события, поэтому распределение геосинхронных магнитных возмущенийнужно анализировать относительно моментального положения долготного сектора SCW. Дляэтого был введен параметр RWA (Relative Wedge Azimuth), который характеризует азимутальноеположение спутника относительно втекающего и вытекающего продольного тока:66Рисунок2.4.1.Сопоставлениенаблюдаемых в долях хвоста ΔBX- и ΔBYкомпонентвозмущенийсихпредсказываемыми величинами (Sergeevet al. 2011а). Для модельных расчетовиспользовалась модель FW с входнымипараметрами, полученными из наземныхнаблюдательных данных и модели IW.67где ФSC – SM долгота спутника, отмеренная от центральной долготы токового клина ФС, а ΔФ –полуширина азимутального раствора SCW.
Значения RWA = 0, 1 и -1 соответствует положениюспутника на центральной долготе токового клина, на долготе восточного и западногопродольного тока, соответственно. Азимуты продольных токов в каждый момент временирассчитываются из среднеширотных магнитных вариаций с помощью интерпретационноймоделиIW (см. п. 1.4). Внимание сконцентрируем наH-компоненте возмущений(приблизительно эквивалентной BZ, использованной в п 2.4), которая более интенсивна иотражает наиболее характерные признаки SCW на геосинхронной орбите и, в отличие от Dкомпоненты, слабо зависит от сезона, положения спутника и структуры продольных токов.Данные со спутников GOES-10, GOES-11 и GOES-12 были использованы для анализа 25изолированных суббурь за период 2006-2009 г., в которых среднеширотные геомагнитныебухты имели относительно невозмущенное фоновое поле, четкое начало взрывной фазы(магнитную бухту и Pi2-пульсации) и простую бухтообразную форму.
Амплитуды магнитныхвозмущений за каждую минуту взрывной фазы (HMOD) вычислялись путем вычета величины Hкомпоненты поля в момент начала взрывной фазы (см. рис. 2.5.1). В качестве входныхпараметров для модели FW использовался параметры ISCW, ФW и ФЕ, определенные изсреднеширотных магнитных возмущений с помощью интерпретационной модели IW, чтопозволяет рассчитать прогнозируемые модельные величины HMOD в точках нахожденияспутников GOES.Предсказываемые моделью и наблюдаемые спутником значения H-компоненты (HOBS) с 3минутным разрешением представлены на рисунке 2.5.2 как функции, зависящие от параметраRWA.
Для того чтобы убрать разброс, связанный с разной интенсивностью событий,амплитуды возмущений нормировались на соответствующие величины тока ISCW, вычисляемыемоделью IW. График предсказываемых H-компонент (рис. 2.5.2, нижняя панель) показываетожидаемое распределение положительных возмущений между втекающим и вытекающимпродольным токами, c амплитудой примерно 25 нТл на 1 МА полного тока SCW.Похожее распределение характерно и для наблюдаемых значений H-компонент поля(верхний график рис. 2.5.2), что подтверждает связь долготного профиля геостационарныхмагнитных возмущений с токовым клином.
В центре азимутального сектора SCW медианныезначения амплитуд возмущений (показанные красной линией) примерно на 20–50% большемодельных значений; однако, разброс в этой области гораздо больше, и большое число точекдостигает 100 нТл/МА, превосходя предсказания в ~4 раза.68Рисунок 2.5.1. Сравнение наблюдаемого(чѐрная сплошная линия) и предсказываемого(красная пунктирнаялиния) магнитного полянагеостационарномспутникеGOES.Вертикальные пунктирные линии отмечаютмоменты времени и величины BZ-компонентыполя, использованные в статистическоманализе событий с шагом 3 минуты (см. рис.2.5.2).
BZ-компонента поля переводилась влокальную систему координат (HDZ) длярешения двух проблем: (1) убрать спокойныйход магнитного поля, связанный с изменениемположения спутника по MLT, и (2) эффектыBX-компонентымагнитногополяизнаблюдений BZ.Рисунок 2.5.2. Распределение наблюдаемых(вверху) и предсказываемых (внизу) величинН-компонентывозмущенийнагеостационарной орбите (нормированных наполныйтокSCWрассчитанныйизсреднеширотных наземных данных) для 25изолированныхсуббурьотносительноположений краев токового клина (параметрRWA).69Рисунок 2.5.3. (а) сравнение наблюдаемых наспутниках и прогнозируемых моделью Нкомпонент магнитных возмущений для пикасуббурь; (b) их отношение в зависимости отстепени вытянутости линий фонового поля(модельного параметра RCF); (с) то же самое,но в зависимости от времени суббури Т1-Т0.70Другой способ сравнения модельных и наблюдаемых величин возмущений HMOD и HOBSпредставлен на рисунке 2.5.3а.
Чтобы сделать сравнение более прозрачным, для каждогособытия была отобрана только одна точка, соответствующая времени, в которое оцениваемыйиз среднеширотных наблюдений ток ISCW достигает максимального значения. Чтобыминимизировать погрешности связанные с пространственными градиентами поля, для анализабыли отобраны только данные, которые снимал спутник, находившийся внутри токового клина,то есть при |RWA| < 0.8. Данный график схож с графиком 2.4.1, на котором сравнивалисьнаблюдаемые и модельные амплитуды магнитных возмущений в долях хвоста. Можно увидеть,что в периоды интенсивных событий среднее отношение HOBS/HMOD значительно больше (~2),нежели в периоды более слабых (~1).Фактором, который сильно влияет на величину этого отношение, оказалась конфигурацияфонового магнитного поля — параметр степени вытянутости ближнего хвоста RCF (см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
