Диссертация (1149588), страница 22
Текст из файла (страница 22)
Поэтому силовые линии, трассируемыеиз области диполизации (r > 7 Re), сильнее подвержены деформации из-за значительногоизменения магнитного поля (до 80%), в то время как во внутренней области (r < 6 Re)относительное изменение невелико (<35 %), и геометрия силовых линий искажается слабее.Влияние на смещения степени вытянутости магнитной конфигурации хвоста (RCF)невелика (рис.
4.2.5d). Вытягивание линий (RCF от 3 до 6) изменяет широту смещений навеличину ΔLat ~ 1–2o CGLat в области сильных магнитных градиентов (вблизи токов R2 и R1),что может частично объясняться сжатием фоновой конфигурации (уменьшением BZ0) и,соответственно, экваториальным смещением проекций.4.3Наблюдение и моделирование величины полярного расширения сияний в течениесуббурь 17 Марта 20104.3.1 Наземные наблюдения событий 17 Марта 2010Моделирование деформаций магнитосферного поля в реальных событиях являетсяважным для количественного тестирования модели SCW2L, в части сопоставления с полярнымрасширением сияний в периоды суббурь. В этом параграфе мы приводим результатытестирования модели для двух последовательных событий 17 Марта 2010, с хорошиммагнитосферным покрытием четырьмя спутниками GOES, которые осуществляли наблюденияв ночной области геостационарной орбиты, и четырьмя спутниками THEMIS, находившимся загеостационарной орбитой.
Ключевым моментом в анализе событий является использованиеметода решения обратной задачи, который описывался в гл. 3 и использовался здесь дляреконструкции токового клина суббури в двух событиях с использованием наблюдений вмагнитосфере и средних широтах.Магнитосферная активность 17 Марта, 2010 г. была инициирована двумя переворотамиBZ-компоненты Межпланетного Магнитного Поля (ММП) к югу (в 03:30 (не показано) и 04:30UT, см. рис. 4.3.1, верхний график), за которыми последовали магнитные возмущения наповерхности Земли. Первое событие (#1) имеет слабый уровень возмущений, и не будетрассматриваться нами в данной работе.
Два последующих события (#2 и #3) показываютбольшую интенсивность и хорошо выраженные бухтообразные возмущения на наземныхавроральных и среднеширотных станциях. Событие #2 развивалось преимущественно вутреннем секторе (эффекты западного электроджета фиксировались на станциях NAIN и124Рисунок4.3.1.Суммарныйграфикпараметров для трех событий 17 Марта 2010года. Сверху-вниз: вариации BZ-компонентыММП, динамическое давление Солнечноговетра и наземный индекс активности SYM-H(данныеOMNI,omniweb.gsfc.nasa.gov);индекс авроральной активности AE и индексполярнойсевернойшапкиPC;магнитограммы станций, находящихся вночной части авроральной зоны; на правойоси также отмечены геомагнитные широтыстанций и долготы в MLTРисунок 4.3.2.
Результаты интерпретациисреднеширотныхназемныхкомпонентмагнитных возмущений для событий 17Марта2010г.(вверху)Вариацииинтенсивностей полного тока SCW и DRP(без учета эффектов индукционных токов);(внизу) азимутальная динамика долготпродольных токов SCW и DRP. Западный(PW, кружки) и восточный (PE, крестики)продольные токи SCW, а также вытекающийпродольный ток DRP (PN, треугольники),отмеченные черным цветом, соответствуютрезультаты интерпретации при вычетеуровня отчета в момент начала каждойсуббури (#1, #2 и #3).
Результатыинтерпретации при общем уровне отчета (вмомент начала взрывной фазы #2) длясобытий #2 и #3 обозначены синим цветом(SCW) и красным (DRP) цветом. Результатыинтерпретации,каквидно,могутварьироваться.125DRBY, на которых видна четко выраженная магнитная бухта), в то время как в период события#3 активная область сместилась в предполуночный сектор, и ее видно хорошо в наблюденияхстанций FSIM и PINE . Оба события также наблюдались на полуночных станциях GILL иRMUS.Определение долгот краев токового клина (Pw и PE) осуществлялась с помощью моделиIW, описанной в гл. 1.4. В качестве входных данных использовались величины H и Dкомпонент поля с 19 наземных станций сетей INTERMAGNET и THEMIS.
Оценки параметровмодели приведены на рис. 4.3.2. Цветными линиями обозначены результаты интерпретацииназемных данных при разном выборе уровня отчета. Как видно из рис. 4.3.2, эти результатымогут отличаться. Отличия видны в начале и пике события #2, а также в начале активации #3,когда второй токовый клин начал развиваться в предполуночном секторе на фоне предыдущегособытия.
Затем нарастающая интенсивность токового клина в событии #3 превзошла поинтенсивности уже существующий и ослабевающий токовый клин события #2, в результатечего результаты интерпретации вновь совпали. Из рисунка также видно, что первое событиебыло совсем слабое (<0.1 МА), а более сильные возмущения #2 и #3 занимали разныеазимутальные сектора, соответственно, постполуночный и предполуночный, с небольшимналожением краев SCW у полуночного меридиана, что соответствует наблюдениям,представленным на рис. 4.3.1.4.3.2.
Геостационарные наблюдения событий 17 Марта 2010Четыре геостационарных спутника GOES в этих событиях покрывали область уполуночного меридиана шириной ~4.5 MLT и наблюдали азимутально ограниченные областидиполизаций, занимающих тот же MLT-сектор, что и токовый клин, реконструированный изсреднеширотных наземных наблюдений. Действительно, возникновение бухтообразныхвозмущений в HP (или BZ) компоненте поля наблюдалось, когда спутники входили вазимутальный сектор токового клина (см. рис. 4.3.3, спутники P5 и G-12 в событии #2 испутники G-13 и G-14 в событии #3).
Диполизации с временной задержкой после началавзрывной фазы наблюдались на спутнике G-13, пересекавшем в предполуночном секторезападный край расширяющейся области диполизации в событии #2 (и спутнике G-11 в событии#3), а также на спутниках (P5 и G-12), пересекавших восточный край SCW (см. рис. 4.3.3–5).Амплитуда диполизации, наблюдаемая на краях SCW, была меньше по сравнению самплитудой, регистрируемой в центре токового клина (например, ΔBZP5 ~ 25 нТл, а ΔBZG-13 ~10-15 нТл в событии #2).126Рисунок 4.3.3.
Картина измененийпространственныхпараметровтокового клинаи частичнокольцевого тока (оцененных изсреднеширотныхмагнитныхнаблюдений)сналоженнымитраекториями спутников. Началовзрывнойфазысуббури,регистрируемоенаразныхспутниках,отмеченоразнымисимволами (см. легенду: DispInj —диспергированные по энергияминжекции; p и e, соответственно,протоны и электроны).Рисунок4.3.4.Наблюденияспутников P4/P5 в плазменном слое(параметры плазмы и магнитногополя). Начало взрывных фазсуббурь отмечены вертикальнымилиниями.127Рисунок 4.3.5. (в центре)Геостационарные наблюдениядиполизацийиинжекцийэнергичных частиц (в верху G13,ивнизуG-14).Вертикальныецветныеполоскиотмечаютначаладиполизаций и бездисперсныхинжекций(красные)идиспергированных по энергияминжекций (зеленым).128Помимо магнитных наблюдений, спутники P5, G-13 и G-14 на трех долготахрегистрировали потоки энергичных частиц от 30 до сотен кэВ.
Внутри области диполизации(SCW) потоки протонов и электронов резко возрастали во всех каналах (бездисперсныеинжекции), например, спутники G-13 и G-14 в событии #3 (см. рис. 4.3.5), что являетсяхарактерным признаком суббури и области диполизации (Birn et al., 1997). В то же время, назападном краю области диполизации наблюдался рост потока протонов с задержкой по времениот низких до высоких энергий (диспергированные по энергии протоны).
Также наблюдалисьбольшие задержки по времени на спутниках стоящих западнее границы области диполизации,например, на G-13 и G-14 в событии #2 (см. дополнительный материал S2 в Sergeev et al.(2014b)). С восточного края области диполизации наблюдались только диспергированные поэнергии электроны (например, на спутнике P5в событии #3, см. дополнительный материал S1 вSergeev et al. (2014b)).Очевидным исключением является событие #1, в котором не было признаков суббури наG-12, находившимся внутри SCW и не наблюдалось инжекций частиц на геостационарнойорбите, в то время как они наблюдались спутниками THEMIS на расстоянии ~10 Re. Этообъясняется зависимостью вероятности возникновения инжекции на геосинхронной орбите отстепени вытянутости магнитного хвоста, которая мала для величин BZ > 70 нТл нагеостационарной орбите (рис.
3.5.2 и 3.6.1). На спутнике G-12 перед началом события #1величина BZ была около 70 нТл, в то время как она была примерно 50 нТл для события #2, что иобъясняет разницу в наблюдениях.4.3.3. Модель SCW2L и еѐ настройки для событий 17 Марта 2010, решение обратнойзадачиВ силу того, что спутниковое покрытие в хвосте магнитосферы недостаточно плотное,модель токового клина должна быть максимально простой. Аналогично тому, каканализировались события 4 и 8 Апреля 2009 года, в вычислениях азимутальное положениепродольных токов SCW определялось из среднеширотных магнитных наблюдений. Помимопространственных параметров SCW интерпретационная модель IW дает оценку положениювытекающего продольного тока частично-кольцевой токовой системы DRP (PN), а также еѐширину (W). Затем, определенные из среднеширотных магнитных данных положенияпродольных токов PW, PE и PN передаются в модель SCW2L в качестве фиксированныхпараметров.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
