Диссертация (1149588), страница 24
Текст из файла (страница 24)
В отличие от него, спутник P5 находился ближе к экваториальной части петлиR1 в области слабого фонового поля где величина диполизации существенно влияет наконфигурацию ближнего хвоста, соответственно, и амплитуды искажений проекций больше.136Во-вторых, спутник G-12 находился вблизи центрального меридиана токового клина, гдестепень деформации при широком угловом растворе SCW слабее, чем у его краѐв. По этой жепричине величина широты смещения G-14, находившимся вблизи продольных токов, большечем широтные вариации G-12.В периоды обоих событий несколько наземных станций сети THEMIS с камерами «всегонеба» (ASI) имели данные авроральных наблюдений. Согласно рис. 4.3.10a какие-либо станциинаходились внутри SCW в каждом событии. Несмотря на то, что наблюдения станций KUUJ иSNKQ проводились в условиях облачности и подсветки Луной (верхняя кеограмма нарис.4.3.11), расширение полярных сияний достаточно четко было ограничено областьюзеленого цвета (см.
белую вертикальную метку на верхней кеограмме). Оцениваемая такимобразом величина расширения сияний ~3o CGLat для события #2 сопоставима со смещением~3.5o CGLat предсказываемым моделью SCW2L. В это время станции FSMI и SNAP находилисьзападнее сектора токового клина и не регистрировали авроральной активности. Однако всобытии #3 именно они оказались внутри сектора SCW и, начиная с T = 05:36 UT, эти станциинаблюдали авроральный брэйкап и последующее расширение сияний к полюсу в условияххорошей погоды.
Брэйкап начался в ~50 км к югу от зенита станции FSMI находившейся нашироте 67.4o CGLat. Он так же хорошо виден в ~4o CGLat к югу от зенита станции SNAP,находившейся на широте 71o CGLat на том же меридиане. Таким образом, сияния расширилиськ полюсу приблизительно на величину ~8o CGLat в течение суббури #3. Амплитуданаблюдаемого расширения сияний во втором событии немного больше, чем амплитуда,предсказанная моделью SCW2L, которая составляет ~5o CGLat. Адаптивная модель для этогособытия дает еще меньшую оценку ~4.5o CGLat. Наше моделирование показывает, чтодеформация магнитной конфигурации, вызванная токами SCW, объясняет значительную частьнаблюдаемого смещения сияний к полюсу. Разница в 3–4o CGLat может объяснятьсядвижением области магнитного пересоединения в направлении «от Земли», что вноситдополнительный вклад в полярное расширение сияний.
Последний эффект не может бытьописан с помощью нашего моделирования, основанного на спутниковых и наземныхнаблюдениях.4.4.Обсуждения результатов и заключениеПредыдущие исследования показали, что продольные токи с реальной интенсивностью ипространственным распределением могут заметно влиять на ионосферные проекцииплазменного слоя (Vasilyev et al., 1986; Kaufmann and Larson, 1989; Donovan, 1993; Tsyganenko,1371997). Kaufmann and Larson (1989) конструировали модель продольных токов с помощьюкомбинации нескольких проволочных токов и использовали эту модель для проецированиямагнитных силовых линий и электрических полей из магнитосферы в ионосферу.
Вблизибиркеландовских продольных токов Зоны-1 и 2 авторы обнаружили сильное искажениепроекций, связанное со скручивающим силовую линию магнитным полем продольных токов,что создавало спиралевидную структуру в области западного изгиба (WTS) и на восточномкраю SCW. Путем построения продольных токов в виде токовых слоев конечной толщины,замкнутых в магнитосфере радиальными или азимутальными токами, Donovan (1993)обнаружил большую амплитуду искажения проекций и и сильную зависимость типа искаженийот типа замыкания продольных токов в магнитосфере, о котором до сих пор известно мало.Математическая модель Tsyganenko (1997) использовалась автором для проецированиянабора экваториальных точек, эквидистантно распределенных в экваториальной плоскости винтервале расстояний 5–20 Re.
Автором была выделена форма полярной выпуклости в ночнойвысокоширотной ионосфере внутри токового клина, в области, где силовые магнитные линиименяют свою форму с вытянутой на квазидипольную.Такие специфические искажения магнитной конфигурации хвоста, вызванные эффектамиSCW, были показаны еще раньше в работе Vasilyev et al. (1986). Магнитные эффекты этойтоковой системы рассчитывались с помощью проволочной модели, в которой токи текли вдольсиловых линий, описываемых эмпирической магнитосферной моделью магнитного поля T87(Tsyganenko, 1987). Результаты этих авторов соответствуют выводам нашей работы. Вчастности, авторы спроецировали точки нейтрального слоя в ионосферу, получили искаженияпроекций схожие с авроральной выпуклостью (аналогично изображенным на рис. 4.2.3).
Онипоказали, что величина полярного смещения проекций может достигать 7o CGLat приинтенсивности тока I1 = 1 MA. Иными словами, искажения магнитной конфигурациигеомагнитного поля достаточно сильные для того, чтобы объяснить полярное расширениесияний и форму авроральной выпуклости, включая формирование WTS.В нашем исследовании использовалась двухпетлевая филаментарная модель с болеереалистичной геометрией объемных продольных токов, и более реалистичные модели фоновогомагнитного поля.
С учетом большей гибкости и простоты используемой модели SCW2L, атакже доступного спутникового покрытия, используемые нами приближения имеют большевозможностей для тестирования современной модели. Проведя исследования мы можемподтвердить выводы Vasilyev et al. (1986), что интенсивность классической токовой петли типаR1 (I1) играет основную роль и определяет величины и характер деформаций.138Исследование искажения силовых линий геомагнитного поля осуществлялось другимметодом в работе Kubyshkina et al. (2011). Авторы подстраивали поле адаптивной модели AM03к наблюдаемому полю на спутниках.
С помощью этой модели авторы показали, чтоионосферные проекции спутников претерпевают изменения, схожие с вариациями положенияполярной кромки сияний. Однако, в отличие от нашего моделирования, модель AM03, как ужебыло сказано, использует гладкие функции крупномасштабных распределенных токовыхсистем, поэтому она не способна локализовать диполизации в ограниченном азимутальномсекторе. Схожие с авроральной выпуклостью деформации геомагнитного поля были отмеченыв симуляциях спорадических струйных течений плазмы в работах (Yang et al., 2012; Birn andHesse, 2013).В нашем исследовании рассматривалось влияние параметров токового клина суббури нагеометрию проекций точек из экваториальной плоскости магнитосферы с помощью новойдвухпетлевой модели SCW2L.
Наши заключения состоят в следующем.1.Проецирование точек плазменного слоя из области диполизации в ионосферу показалозначительное смещение проекций к полюсу. Его величина зависит преимущественно отинтенсивности тока R1 (I1), которая контролирует амплитуду диполизации вмагнитосфере.Амплитудасмещенийможетдостигать10oCGLatвсильновозмущенных условиях (I1 = 2 MA) и не превышает <3o CGLat в течение более слабыхсобытий (I1 < 0.5 MA), что соответствует реально наблюдаемым величинамрасширений сияний в периоды суббурь (Akasofu, 1976; Yahnin, 2006b). Моделированиепроекций для событий 17 Марта 2010 с использованием реалистичных параметровмодели SCW2L предсказало величины смещений для двух последовательных суббурь впике активности ~3.5o и 5o CGLat, сопоставимые с полярным расширением сияний кполюсу, наблюдаемым сетью камер всего неба (~3o и 7–8o CGLat). Разница в величинахпредсказываемых и наблюдаемых смещений приписывается эффекту движения областимагнитного пересоединения в антисолнечном направлении хвоста (Baumjohann et al.,1999).2.Магнитное поле скручивает силовые линии геомагнитного поля вблизи продольныхтоков SCW, и формирует изгибы (спиралевидные структуры) на западном и восточномкраях авроральной выпуклости (на краях токового клина или области диполизации).Размер изгиба сопоставим с величиной упомянутой выше полярной экспансииионосферных проекций (рис.
4.2.3). Изгиб в области вытекающего продольного тока,где электроны ускоряются продольным электрическим полем в ионосферу, описывает139яркие дискретные сияния западного изгиба (WTS) – примечательной авроральнойструктуры, возникающей в периоды магнитосферных суббурь.3.Картины проекций узких радиальных магнитосферных структур, имитирующих узкиепотоки плазмы, могут быть заметно искажены (скручены) вблизи продольных токов(см. также Vasilyevet al., 1986; Kaufmann and Larson, 1989; Donovan, 1993). Этот эффектсильно зависит от относительного расположения структуры и продольных филаментовтоков. Скручивающий эффект вихревого магнитного поля может частично объяснятьазимутальный разворот авроральных стримеров при их приближении к областидиффузных сияний (Nakamura et al., 1993; Nishimura et al., 2010).
При этом реальныйазимутальный разворот потока плазмы в магнитосфере при приближении к областидипольного поля может также вносить существенный вклад в эффект разворотааврорального стримера (Lyons et al., 2013).4.В ближнейкЗемле областимагнитного хвоста, в азимутальном секторе,ограничивающем область диполизации, полярная экспансия проекций подавляетсяотрицательными по знаку возмущениями петли типа R2. В случаях с сильными токамиR2 (например, I2/I1 = 0.8, рис.
4.2.5), продольные токи R2 могут способствоватьсмещению проекций в экваториальном направлении и их скручиванию, формируя,таким образом, экваториальную выпуклость (рис. 4.2.3). В действительности, неявляется очевидным тот факт, что токи типа R2 могут быть настолько сильны, чтобыобеспечить образование экваториальной выпуклости; этот вопрос требует дальнейшихисследований. В любом случае, если такой эффект существует, то он дает небольшойвклад (~1–2o CGLat) в расширение диффузных сияний к экватору, о которомсообщалось, например, в работах Nakamura et al.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
