Диссертация (1149588), страница 18
Текст из файла (страница 18)
(внизу).101Рисунок 3.4.6. (сверху вниз)Ионныеиэлектронныеспектрограммы, полученные сэлектростатического анализатора(ESA) на спутниках P1 (THB), P2(THC), и P3 (THD) 4 Апреля 2009г.102(отмечен красной линией в обоих событиях) становится понятно, что, несмотря на упрощеннуюструктуру и неспособность описывать краевые эффекты, двухпетлевая модель обладаетнесравненным преимуществом перед классической моделью SCW: (1) она дает возможностьразделить эффекты двух петель и оценить их главные параметры, и (2) моделирование вобласти резкого градиента магнитного поля (на фронте диполизации) выделяет локализованныйзападный экваториальный ток.В заключение данного параграфа отметим, что при решении обратной задачи могутвозникать множественные решения для набора свободных параметров модели SCW2L.
Дляпримера, на рисунке 3.4.7 приведена цветовая палетка, на которой цветом показаны результатырасчетов величины невязки S, для события 8 Апреля 2009 года. Видно, что если перебиратьположения экваториальных токов R1 (RT1) и R2 (RT2), то в пространстве RT1 (RT2) могутвозникать и другие области решений, в которых величина S1 близка по величине с S длявыбранного набора параметров (например, центр красной области при RT1 ~ 13.5 Re и RT2 ~ 10Re). Множественность решений возникает по нескольким причинам. Во-первых, как уже былосказано, положение токов R1 не может быть точно определено в связи с отсутствиемспутникового покрытия этой области.
Во-вторых, при решении обратной задачи могутвозникать численные эффекты, при которых меняются полярности и конфигурации токовыхпетель R1 и R2, но при этом результаты расчетов не соответствуют физическимпредставлениям о формировании SCW. С целью исключить артефакты, в дальнейших расчетах(1) зафиксировано положение экваториальной части петли R1 на RT1 = 15 Re (как ужеотмечалось в гл.2.3) и (2) интервал перебираемых значений RT2 для событий 4 и 8 Апреля 2009г.
ограничивался промежутком от 5.5 до 11 Re, исходя из плазменных и магнитных наблюденийспутников GOES и THEMIS.3.5Статистическое сравнение амплитуд диполизаций на 6.6 Re и 11 ReДве суббури, исследованные в предыдущем параграфе, были достаточно слабымисобытиями с квазидипольными силовыми линиями геомагнитного поля и, соответственно, состановкой фронта диполизации на расстоянии >8 Re, превышающем радиус геостационарнойорбиты. В данном параграфе будут рассмотрены события разной интенсивности при различныхконфигурациях магнитного хвоста магнитосферы.
Статистический анализ связи амплитуддиполизаций, измеренных в разных областях хвоста, позволяет оценить интервал возможныхположений экваториальной границы SCW и найти зависимость еѐ положения от различныхмагнитных конфигураций хвоста магнитосферы в начале взрывной фазы суббури.103Рисунок 3.4.7.
Пример распределениявеличины невязки S в пространстве RT2(RT1) при подборе свободных параметровдля события 8 Апреля 2009 г.104Модельные результаты, показанные на рис. 3.2.1, и анализ орбит позволяют узнатьгеометрию хвоста магнитосферы в событиях разной интенсивности. В «хвостовой» сезонпроекта THEMIS, внутренние спутники P3, P4 и P5 длительное время пребывают у апогея нарасстоянии r ~ 10–12 Re. В периоды диполизаций наблюдения BZ-вариаций поля (ΔBZTH)обеспечивают измерения амплитуд диполизаций в области между петлями типа R1 и R2 иинформацию о величине интенсивности I1. Что касается спутников GOES, то в периоды слабыхактивизаций фронт диполизации не достигает геостационарной орбиты (как в описанных вышедвух событиях), в то время как в периоды сильных событий на геостационарных спутникахсистематически наблюдаются сильные диполизации (McPherron et al., 1973b).
Амплитудыдиполизаций на спутниках GOES (ΔBZG) чувствительны к положению экваториального токапетли R2, а значит, отношение ΔBZTH ∕ ΔBZG помогает определить возможное положениевнутренней границы SCW2L (фронта диполизации и, соответственно, экваториального токапетли R2).
Также, величина BZ на спутнике GOES (BZ0) в момент начала взрывной фазысуббури (T0) обеспечивает мониторинг степени вытянутости магнитных линий фоновойконфигурации магнитного хвоста до начала развития токов SCW. С другой стороны,сопоставление амплитуд диполизаций в хвосте и на поверхности Земли дает возможностьстатистически оценить отношение интенсивностей I1 и I2.Для дальнейшего анализа были просмотрены данные магнитных наблюдений за«хвостовой» сезон спутниковой миссии THEMIS за 2008, 2009 и 2010 года, и были определенысуббури, в периоды которых спутники были радиально сопряжены с геостационарнымиспутниками GOES. Азимутальное различие положений спутников в SM системе координат длявыбранных событий не превышало 5o. Предварительный список содержал события смагнитными бухтами на поверхности Земли и длительными (>10 мин) диполизациями вкосмосе, характерными для изолированных суббурь.
После анализа распределения наземныхвариаций из этих событий выбирались те, в которых связка спутников GOES-THEMISнаходилась внутри азимутального сектора SCW.Сопоставление амплитуд диполизации в разных точках околоземного пространстванепростая задача, учитывая различия формы возмущений, которые обуславливаютсясложностью процесса формирования SCW, эволюцией токовой системы в процессе движениядиполизованных трубок в направлении Земли, а также множественностью активизаций.
Анализспутниковых наблюдений осуществлялся следующим образом. Сначала определялся моментначала взрывной фазы суббури (момент начала роста бухты BZ-компоненты, T0 на нижнем рис.3.5.1), затем величина BZ0 в этот момент вычиталась из величины бухты BZ-вариации (BZ–BZ0).105Рисунок 3.5.1. Пример обработкинаблюдаемых на спутниках GOES иTHEMISдиполизаций,когдаспутники радиально сопряжены иони находятся внутри азимутальногосектора SCW.106Далее из анализа убиралась начальная (турбулентная) фаза (в течение которой амплитудыпульсаций компоненты поля преобладали над амплитудой диполизации) и определялсяпромежуток времени квазистационарной фазы диполизации, наблюдаемой одновременно наближнем к Земле (геостационарном) и удаленном в хвост спутнике (пример такого интервалапомечен оранжевым цветом на нижнем рисунке 3.5.1). Для интервала времени, включающегомаксимальную амплитуду диполизации (с длительностью меньше 20 мин) с шагом в 1 минвычислялась зависимость ΔBZTH(ΔBZG) и среднее отношение ΔBZTH/ΔBZG по наклону линиирегрессии, проведенной через начало координат (рис.
3.5.1). Таким образом, среднее отношениеамплитуд диполизаций было определено для каждой из 27 суббурь.На рисунке 3.5.2 приведены средние значения отношений амплитуд в зависимости отвеличин BZ0 на спутниках GOES непосредственно перед началом взрывной фазы суббури,которые характеризуют степень вытянутости магнитных силовых линий. Рисунок 3.5.2обнаруживает систематическую и монотонную зависимость отношения величин BZ в двухточках наблюдений от конфигурации хвоста перед взрывной фазой. Для квазидипольнойгеометрии линий хвоста (BZ0 > 80 нТл) это отношение систематически превышает 2 (ΔBZTH /ΔBZG > 2), достигая значений ~ 4.5, аналогично событиям, исследованным в предыдущемпараграфе (оба события отмечены на рис. 3.5.2 красными квадратами).
Для более вытянутойконфигурации с BZ0 < 60 нТл отношение невелико (ΔBZTH/ΔBZG ≤ 1) и в некоторых случаях онодостигает значений порядка 0.3. Область разброса объясняется смещением внутреннего краяSCW2L (с сильными градиентами BZ) или его остановкой вблизи геостационарного спутника,как показано на рис. 3.2.1. Сопоставление рисунков 3.5.2 и 3.2.1с качественно иллюстрируетсогласие между предсказаниями модели SCW2L с наблюдениями и модельными оценкамиотношений амплитуд в разных областях хвоста магнитосферы. В течение событий с сильновытянутой конфигурацией хвоста, когда оба спутника GOES и THEMIS находятся между двухтоковых петель, отношение I2/I1 слабо влияет на отношение ΔBZTH/ΔBZG.
Сильное вытягиваниемагнитных силовых линий хвоста и соответствующее движение внутрь экваториальной частипетли R2 играет главную роль в уменьшении отношения амплитуд ΔBZTH/ΔBZG.Амплитуды диполизаций, наблюдаемых в хвосте магнитосферы и на поверхности Земли,сопоставлялись следующим образом. С помощью интерпретационной модели IW при условииI2 = 0 анализировались среднеширотные вариации поля в пиках магнитных бухт. Послеопределения параметров I1, PW и PE из наземных ΔX и ΔY с помощью однопетлевой модели FWвычислялись модельные амплитуды ΔBZmod1 на спутниках GOES и THEMIS, которые затемсравнивались с наблюдаемыми амплитудами возмущений.
Рис.3.5.3 показывает, что107Рисунок 3.5.2. Среднее отношениеамплитуд диполизаций на радиальносопряженных спутниках GOES иTHEMIS(влогарифмическоммасштабе) в зависимости от величиныBZ0 на спутнике GOES в момент началавзрывной фазы суббури. События сменеенадежнымопределениемотношений(например,призашумленныхнаблюденияхдиполизаций или вне плазменногослоя, где |BX| на спутниках THEMIS <15 нТл) отмечены пустыми кружками;события, рассмотренные в п. 3.4обведеныкраснымиквадратами.Характерные величины отношенийамплитуд для разных соотношенийинтенсивностей I1 и I2 в модели SCW2Lдля дипольной конфигурации хвоста(используя параметры RCF = 0, RT2 =8.5 Re, I2/I1 = 0.35, аналогичныеопределенным в событии 8 Апреля2009 г.) и для более вытянутойконфигурации (RCF = 6, RT2 = 5.5 Re сI2∕I1 = 0.35 и = 0.7) отмечены краснымилиниями.Рисунок3.5.3.Отношениямаксимальных величин диполизацииBZ, наблюдаемых на спутниках GOES иTHEMIS (ΔBZOBS) ких модельнымзначениям, рассчитанным с помощьюоднопетлевой модели FW (ΔBZMOD1) спараметрами,выведеннымиизсреднеширотныхназемныхнаблюдений.
В отличие от рис. 3.5.2значения амплитуд возмущений длякаждого события брались только одинраз в момент времени, близкий к пикусреднеширотных магнитных бухт.Шкала отношений I2/I1 на правой осисоответствует интерпретации данных втерминах двухпетлевой модели SCW2Lи показывает величину отношений I2/I1,котораяобеспечиваетвеличиныотношенийΔBZOBS/ΔBZMOD1отмеченных на оси слева.108пренебрежение магнитными эффектами токовой петли R2 приводит к заниженной оценкеамплитуд диполизации (см. также рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
