Диссертация (1149588), страница 7
Текст из файла (страница 7)
Но судить о трѐхмерности токовогоклина можно только по комплексу космических и наземных наблюдательных данных.Первые спутниковые наблюдения на экваториальной геосинхронной орбите помоглиMcPherron et al. (1973b) подтвердить реальность трехмерной геометрии токового клина.Используя одновременные наблюдения положительных вариаций H-компоненты на наземнойстанции Гонолулу, коррелирующих и приблизительно равных по амплитуде вариацияммагнитной компоненты ΔH на геосинхронном спутнике ATS-1, авторы показали, что такаякорреляция возможна в случае, если токи, генерирующие эти возмущения, протекают посиловым линиям, уходящим от Земли дальше орбиты спутника.
Они предположили концепциютоковой системы суббури (изображенную на верхнем рисунке 1.1.3 и 1.2.3), которая способнаобъяснить синхронность наблюдаемых на геосинхронной орбите и поверхности Земливариаций магнитных компонент, и которая позднее получила название токовый клин суббури.Дополнительную поддержку идее трехмерной токовой системы оказали исследованияMcPherron and Barfield (1980) которые анализировали данные со спутника ATS-6,находившегося на ~11o магнитной широты (GLat).
В предполуночном секторе вариация этойкомпоненты была положительной, в послеполуночном – отрицательной, при этом такое жеповедение вариаций D-компоненты поля наблюдалась и на Земле в том же долготном секторе.Синхронность и близкие по величине амплитуды магнитных бухт в H-компоненте наповерхности Земли и космосе так же была показана в работе Kokubun and McPherron (1981),которые провели статистическое исследование связи магнитных вариаций на спутнике ATS-6 с30наземными магнитными возмущениями.
Авторы показали, что количественно наблюдаемые вкосмосе H-компоненты поля в фазе взрыва коррелируют (R ~ 0.83) и сравнимы по величине самплитудами бухт на станции Dallas, меридиан которой проходит через спутник ATS-6 (см.рис. 1.2.4), при этом сохраняется временное согласование начала бухтообразных возмущений.Такое согласие положительных бухт ΔH обосновывает взаимосвязь высокоширотнойионосферы и ближнего хвоста магнитосферы через продольные токи в рамках предложеннойMcPherron et al.
(1973b) простой концепции SCW. Позднее Nagai (1982) исследовал поведениемагнитосферного магнитного поля, используя данные геостационарных спутников GOES 2 и 3.Автор показал, что в периоды изолированных суббурь, регистрируемые на низкоширотныхстанциях San Juan и Fredericksburg магнитные вариации ΔH и ΔD, развиваются синхронно смагнитными бухтами, регистрируемыми спутником GOES-2, который находился на близком сназемными станциями меридиане (см. рис. 1.2.5). Этот результат подтверждает существованиекрупномасштабных продольных токов, которые развиваются в период взрывной фазы суббурии связывают ночную высокоширотную ионосферу с магнитосферой.Форма долготных профилей ΔH и ΔD магнитных возмущений не только подтверждаюттрѐхмерную геометрию токового контура системы суббури, но и указывают на азимутальнуюограниченность токового клина.
Так, например, в работе Singer et al. (1985) авторы определилипримерное положение (долготу) продольных токов SCW по среднеширотным распределениямазимутов осей поляризации Pi2-пульсаций и магнитных бухт наблюдаемых магнетометрамисети AFGL и геосинхронными спутниками. Авторы показали, что два спутника GOES-2 иSCATHA, находящихся внутри оценѐнного долготного сектора SCW, одновременно наблюдаютдиполизацию магнитного поля в момент начала взрывной фазы суббури, а спутник GOES-3,находящийся на западном крае вне SCW-сектора, никаких характерных изменений в магнитномполе не регистрировал. Эти результаты также наглядно показали, что магнитная конфигурацияхвоста в период взрывной фазы структурирована: внутри долготного сектора SCW линии полядиполизованы, при этом за его границами линии имеют более вытянутую форму (Gelpi et al.,1985).Итак, токовая система суббури образуется в виде крупномасштабной трѐхмерной токовойпетли (см.
рис. 1.2.3) в период взрывной фазы суббури, в результате разрушения частихвостовоготока(McPherronetal.,1973b).Существуетона~10–80мин.,имеетувеличивающийся в течение суббури долготный размер (Nagai, 1982; Sergeev et al., 1996а,2011a, 2014a). Также эта токовая система тесно связана со структурными сияниями ввысокоширотной ночной ионосфере (Gelpi et al., 1987; Sergeev et al., 1996; Chu et al., 2015;31Рисунок 1.2.4. Корреляция наземных и Рисунок 1.2.5.
Синхронное наблюдениегеосинхронных наблюдений ΔH (Kokubun бухтообразных возмущений на поверхностиand McPherron, 1981).Земли и геосинхронной орбите (Nagai, 1982).32Nikolaev et al., 2015) и является носителем информации о процессах, протекающих в хвостемагнитосферы в периоды взрывной фазы. Используя количественные модели токовой системысуббури и наблюдательные данные наземных магнитовариационных станций, а такжеспутниковых систем, можно диагностировать процесс разрушения хвостового тока и получатьинформацию о динамике формирования токового клина, о его параметрах и о структурныхизменениях геометрии магнитного хвоста, влияющих на формирование дискретных сиянийаврорального овала.1.3Количественные модели токового клинаКоличественные исследования эффектов суббури требуют реалистичной моделимагнитного поля, способной воспроизвести магнитные эффекты SCW. Несмотря на то, чтоконцепция суббури была предложена уже много лет назад, существует как минимум двепроблемы построения такой модели.
Во-первых, геометрия, размер и азимутальное положениепродольных токов токового клина могут изменяться в широких пределах в течение каждойотдельно взятой суббури (Lopez and Lui, 1990; Sergeev et al., 2011а, 2014а; Chu et al., 2014),поэтому определить некие средние параметры SCW на основе комплекса данных по многимсуббурям не представляется возможным. Во-вторых, сложность геометрии силовых магнитныхлиний, по которым текут продольные токи, затрудняет разработку достаточно простой и гибкоймодели SCW. Horning et al.
(1974) одним из первых использовал для расчета магнитныхвариаций простую проволочную модель, с дипольными токонесущими контурами и четырьмяпараметрами: интенсивность тока (I), L-оболочка, по которой текли экваториальные токи имагнитные долготы западного и восточного продольного тока. Высота протекания западногоэлектроджета 115 км, а Земля считалась сверхпроводником для подавления эффектовиндукционных. Магнитное поле модели в любой точке магнитосферы вычислялось путемчисленного интегрирования линейных токов по закону Био-Савара-Лапласа и затем, решениемобратной задачи на основе наблюдательных данных, определялись параметры модели. Несмотря на то, что токи в модели текли по дипольным силовым линиям, геометрия которых неучитывала влияние внешних источников поля и объем токонесущих контуров, был иположительный опыт использования модели. Впервые был применен метод инверсии (решенияобратной задачи), который позволил на основе спутниковых и наземных измерений магнитногополя минимизировать невязку между модельным и наблюдаемым полем и оценитьизменяющиесяпараметрысложнойидинамичноразвивающейсятоковойсистемы.Примененный авторами алгоритм решения обратной задачи стал одним из основополагающих всовременной диагностике магнитных эффектов SCW.33Позднее Vasilyev et al.
(1986) указали на возможную связь между магнитными эффектамитокового клина и развитием крупномасштабных дискретных форм сияний с помощью расчетовпо проволочной модели SCW, построенной на эмпирической модели магнитного полямагнитосферы (Tsyganenko, 1987). Используемая авторами модель имела два параметра (I –интенсивность, и L – характерный размер петли на экваторе), фиксированное расстояние дообласти разрушения тока (15 Re) и характерный размер трубки, уменьшающийся приприближении к ионосфере ~B-1/2, соответственно, от R ~ 1.5 Re до R ~ 200 км.
Путемпроецирования сечения экваториальной части хвоста в ионосферу с помощью модели SCW имодели фонового магнитного поля, авторам удалось показать деформацию ионосферныхпроекций, включающую формирование авроральной выпуклости внутри азимутального секторатокового клина и западного изгиба в области вытекающего продольного тока (см.
рис. 1.3.1).Более того, авторы количественно оценили возможные амплитуды полярного расширениявыпуклости (~7o – 8o GLat при I = 1 МА), которые согласуются с наблюдаемым расширениемсияний к полюсу в периоды интенсивных суббурь (при AL ~ 1000 нТл). Хотя и эта модельимеет недостатки, к примеру, линейность токов, по которым течет ток.Относительно простую математическую модель токового клина предложил Tsyganenko(1997).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
