149604 (731919), страница 2

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 2)

H=(^sin’_/r³)=H₀(a/r)³sin’,

Z=2(^cos’_/r³)=Z₀(a/r)³cos’; Z₀=2H₀

где Z₀ и Н₀ – максимальные значения Z и H на геоцентри­ческой сфере радиуса а, содержащей точку Р. H₀ соответ­ствует полю на геомагнитном экваторе, а Z₀ – на северном полюсе. На южном полюсе Z= –Z₀.

Наклонение I и магнитную широту ' можно опреде­лить из следующих уравнений:

tgI=(^Z/_H)2ctg’, tg'=¹/₂tgI.

Каждая силовая линия дипольного поля лежит в плоскости геомагнитного меридиана. Ее уравнение

r=r_e sin²’

где r_e – радиальное расстояние, на котором данная сило­вая линия пересекает плоскость геомагнитного экватора, с величиной поля равной /r_e³ Величину r_e, можно принять за параметр, определяющий силовую линию.

Напряженность поля в точке Р можно определить через параметр силовой линии

B =H²+Z²=^c/_r³=^/_re³  ^c/_sin6’=^B_e^c/sin6’,

B_c=^/_re³

Представление геомагнитного поля центральным ди­полем только лишь первое весьма грубое приближение. Используя более высокие члены разложения по сфериче­ским гармоникам, можно построить геомагнитную систему координат, лучшую, чем дипольная. Так, если использовать наряду с дипольными еще пять старших сферических гар­монических членов и рассчитать геометрическое место то­чек пересечения земной поверхности садовыми линиями, которые располагаются в экваториальной плоскости на расстоянии пяти-шести радиусов Земли, то полученная таким образом линия хорошо совпадает с зоной полярных сияний.

Было также показано, что если проектировать по силовым линиям на поверхность Земли лежащие в плоско­сти экватора геоцентрические окружности с радиусами L_c=a cosec²_c , то полученные таким путем широты _c упорядочивают явления в полярной шапке лучше, чем дипольные геомагнитные широты.

Часто используют «исправленные» геомагнитные коор­динаты при описании различных авроральных явлений и поглощения космического радиоизлучения в полярной шап­ке. Они были рассчитаны Хакурой на основе исследований Халтквиста. Дальнейшее усовершенствование этих «ис­правленных» геомагнитных координат выполнил Густавсон, использовав коэффициенты разложения поля на эпоху 1965 г.

При объяснении некоторых явлений, которые связаны с суточными вариациями полярных сияний, было введено понятие геомагнитных полуночи и полудня. Затем появи­лось и более общее понятие геомагнитного времени.

Если данная точка определена географическими коор­динатами  и  и геомагнитными координатами ' и ', то геомагнитное время может быть выражено соотноше­нием 15t’=’_H – ’. Здесь ’_H – геомагнитная долгота полу­дня в данный момент времени. Геомагнитное время t' от­считывается от геомагнитного полудня и относительно истинного положения Солнца Н.

Используя схему определения «геомагнитного времени» в системе геомагнитных координат, приведем пример его расчета. Если в Гринвиче истинное время t_G, в точ­ке Р местное истинное время составит t_G+/15°, то геогра­фическая долгота истинного положения Солнца будет 180° – 15° t_G. Отсюда, учитывая также полярный угол этого положения (который определяется как 90°– , где  обо­значает склонение Солнца), геомагнитную долготу ’_H мож­но рассчитать по приведенным выше формулам. Гринвич­ское среднее время в этот момент будет t_G – e, где е обозна­чает «уравнение времени».

В
ернемся к рисунку. Там показан круг с угловым радиу­сом 90°– , который описывает положение Солнца на зем­ной поверхности. Дуга большого круга, проведенная через точку Р и геомагнитный полюс В, пересекает этот круг в точках H’_n и H’_m, которые указывают положение Солнца соответственно в моменты гео­магнитного полудня и геомаг­нитной полуночи точки Р. Эти моменты зависят от широты точки Р. Положения Солнца в местные истинные полдень и полночь указаны точками H_n и Н_m соответственно. Когда  по­ложительно (лето в северном полушарии), то утренняя поло­вина геомагнитных суток не равна вечерней. В высоких ши­ротах геомагнитное время мо­жет очень сильно отличаться от истинного или среднего вре­мени в течение большей части суток.

Говоря о времени и систе­мах координат, скажем еще об учете эксцентричности магнитного диполя. Эксцентрич­ный диполь медленно дрейфует наружу ( к северу и к западу) с 1836 г. Экваториальную плоскость он пересел? примерно в 1862 г. Его траектория по радиальной проек­ции расположена в районе о-ва Гилберта в Тихом океане.

Ось эксцентрического диполя, проведенная через точ­ку О' параллельно АВ, пересекает поверхность Земли в точках В' и A, которые расположены соответственно вблизи В и А. В этих точках наклонение поля эксцентри­ческого диполя не равно нулю. Полоса наклонения поля эксцентрического диполя (точки В и А) находится в ме­ридиональной плоскости ВО'А несколько дальше от точек В и А. Западная долгота этой плоскости в геомагнитной системе координат возросла с 110° в 1836 г. до 143° в 1965 г. Углы ВОВ' и АОА' за этот же промежуток времени увеличились с 2,4° до 40°. Углы ВОВ" и АОА", как правило, не равны друг другу: в 1836 г. они составля­ли 7,2° и 5,5°, а в 1965 г.- 11,8° та. 13,2°.

Геомагнитные индексы. Геомагнитная активность опи­сывается различными геомагнитными индексами, исполь­зуемыми в геомагнетизме, физике ионосферы, солнечной физике, физике полярных сияний. Магнитные обсервато­рии всего мира посылают свои индексы в Международный центр Де Бильт (Нидерланды), который связан с Постоян­ной Службой геомагнитных индексов в Гёттингене (ФРГ). Эти локальные индексы — основа планетарных индексов. Остановимся на них подробнее.

Индексы С и С_i. Магнитограмма на каждой обсерва­тории за каждые сутки (начало суток отсчитывается от 00 ч гринвичского времени) оценивается по степени возмущенности магнитного поля баллами 0, 1 или 2. Баллы выбираются простым просмотром магнитограмм. Это и есть индекс С для данных суток данной обсерватории. Затем индексы С поступают в единый центр и там усредняются с точностью до 0,1 для каждых суток. Так определяется значение международного ежедневного индекса С_i. Индек­сы C_i имеют градации через 0,1, в результате чего полу­чается 21-балльная классификация гринвичских суток (от 0,0 для спокойных дней до 2,0 для возмущенных).

Чаще всего в анализах используются индексы k и k_р. Эти индексы определяются для 3-часовых интервалов, т. е. имеется восемь значений индексов для каждых грин­вичских суток. При определении k-индексов берутся три компоненты магнитного поля: Н, D и Z. Для каждой ком­поненты оценивается амплитуда r в течение 3-часового интервала. Наибольшая из трех амплитуд в каждом вре­менном интервале употребляется для вывода k-индекса. Составлены таблицы, дающие пределы r, определяемые полулогарифмической шкалой, для каждой обсерватории и для каждой из 10 величин k (0,1,... 9). Эта связь меж­ду r и k выбирается такой, чтобы весь диапазон измене­ния геомагнитной активности, от самых спокойных усло­вий до самой мощной бури, можно было выразить в шкале, состоящей из одной цифры. Нижний предел r для k=9 в зависимости от общего уровня геомагнитной активности является большим или меньшим. В зоне полярных сияний этот предел равен 2500, тогда как для обсерваторий низ­ких широт 300. Так определяется местный (локальный) индекс k.

Планетарный индекс k или k_p – индекс Бартельса слу­жат для выражения характеристики планетарной геомаг­нитной активности. Исправленные и стандартизованные значения k подготавливаются Постоянной службой в Гёт­тингене для каждой из 12 выбранных обсерваторий, рас­положенных в северном и южном полушариях. Среднее значение k-величин этих 12 обсерваторий и дает величину k_p-индекса. Он называется планетарным трехчасовым ин­дексом и выражается в шкале с точностью до ¹/₃:

0₀, 0₊, 1_–, 1_о, 1₊, 2_-, 2_о, 2₊, 3_-, 3_о, 3₊ ...... 9_-, 9_о, 9₊.

Всего получится 28 баллов.

Ежедневный индекс k_р получается суммированием величин за 8 3-х часовых интервалов суток.

k_р-индекс обладает полулогарифмической связью с ам­плитудой r. Если перевести k_p в линейную шкалу, то по­лучится а_р-индекс. Имеется таблица для пересчета индек­сов k_p в индексы а_p. Сумма восьми величин а_p для каж­дого дня дает ежедневный A_р-индекс.

На основании индексов А_р можно рассчитать индек­сы С_р, которые имеют величины от 0,0 до 2,0 через 0,1 (всего 21 величины). Имеется таблица пересчета А_р в С_р.

На основании индекса С_р рассчитывается индекс С_g (всего 10 величин: 0,1,... 9). Значения С_р разбиты на диапазоны, каждый из которых соответствует определен­ной величине С₉ (0,0-0,1; 0,2-0,3; 0,4-0,5; 0,6-0,7; 0,8-0,9; 1,0-1,1; 1,2-1,4; 1,5-1,8; 1,9; 2,0-2,5).

Описанные индексы геомагнитного поля либо не учиты­вают, либо недостаточно учитывают структуру составляю­щих магнитного поля и его частей. Поэтому они обычно не используются для детальных количественных исследова­ний. Существуют и другие, более детальные индексы.

D_st -индекс дает среднее по долготе уменьшение гори­зонтальной составляющей поля на низких широтах в еди­ницах , которое пропорционально полной кинетической энергии инжектированных частиц, захваченных в радиа­ционном поясе. D_st-индекс выражает амплитуду первого коэффициента гармонического ряда, который получается при Фурье-разложении поля главной фазы магнитной бури как функции геомагнитной долготы.

Индексы АЕ, AL и AU разработаны для получения интенсивности авроральной электроструи в . Они позво­ляют контролировать интенсивность полярной электро­струи по вариациям горизонтальной компоненты магнитного поля на обсерваториях зоны полярных сияний и рав­номерно расположенных по долготе. АE-индекс получается суперпозицией этих записей. Когда "произведена супер­позиция записей магнитного поля, то расстояние между верхней и нижней кривыми и есть AE-индекс. Верхняя огибающая дает АU-индекс, а нижняя огибающая – AL-индекс. Эти индексы можно получить в неограниченном разрешении во времени. Но обычно достаточно иметь их значение через 2,5 мин.

1 Солнечный ветер – истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. На уровне орбиты Земли средняя скорость частиц Солнечного ветра (протонов и электронов) около 400 км/с, число частиц – несколько десятков в 1см³.

2 Астрономическая единица длины – единица расстояний в астрономии, равная среднему расстоянию Земли от Солнца (1а. е.=149,6 млн. км).

1 Азимут – угол (А) между плоскостью меридиана точки наблюдения и вертикальной плоскостью, проходящей через эту точку и наблюдаемый объект. Азимут – одна из координат системы горизонтальных координат в астрономии.

12

Характеристики

Список файлов реферата