ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2007, том 47, № 3, с. 346-350
УДК 523-853-14; 550.388.2; 551.510.535
МАГНИТОСФЕРНО-ИОНОСФЕРНАЯ КОНВЕКЦИЯ В ОТКРЫТОЙ
МОДЕЛИ МАГНИТОСФЕРЫ
© 2007 г. М. А. Волков1, Н. Ю. Романова2
Мурманский государственный технический университет, Мурманск e-mail: volkovma@mstu.edu.ru 2Полярный геофизический институт КНЦ РАН, Мурманск e-mail: romanova@pgi.ru Поступила в редакцию 23.11.2005 г.
После доработки 14.07.2006 г.
Выполнены расчеты магнитосферно-ионосферной конвекции для открытой модели магнитосферы с эллипсоидальной формой магнитопаузы в приближении однородного межпланетного магнитного поля (ММП). В работе предполагается, что в результате эффекта экранировки ММП магнитопау-зой внутрь магнитосферы проникает лишь 0.1 его часть. Моделирование конвекции проведено для случаев, когда Bz компонента ММП направлена к югу, а By компонента к западу или востоку. В качестве модели магнитосферы использовалась модель Tsyganenko 96. Модельные расчеты сопоставлялись с данными ионных дрейфов в ионосфере. Некоторое несоответствие между экспериментальными и расчетными данными обнаружилось для случая By > 0 в картине конвекции на дневной стороне ионосферы, что проявилось в размерах "языка" конвекции и в положении горловины конвекции на дневной стороне. Показано, что учет азимутально-неоднородной магнитосферной проводимости, а именно понижение ее на дневной стороне, дает картину конвекции, согласующуюся с результатами наблюдений.
PACS: 94.30.cs; 94.20.wh
1. ВВЕДЕНИЕ
Хорошо известно, что конвекция в полярной шапке зависит не только от & компоненты ММП, но и от Ву компоненты. При Ву > 0 направление конвекции смещается к западу, при Ву < 0 к востоку. Это связано с появлением в ионосфере компоненты межпланентного электрического поля, направленного в первом случае к полюсу, во втором к экватору. Другой особенностью конвекции в полярной шапке является существование горловины в картине конвекции на дневной стороне. Это вызвано неоднородностью магнитосферно-ионосферного электрического поля на дневной стороне полярной шапки и связано с эрозией магнитосферы на дневной стороне, т.е. переносом части магнитных силовых линий с дневной стороны на ночную сторону с образованием хвоста магнитосферы. Горловина конвекции при Ву > 0 и Ву < 0 обнаруживается, как правило, в предполу-денных часах. Расчеты конвекции показывают, что для случая Ву > 0 это не совсем так из-за вытянутого к востоку "языка" конвекции в дневном секторе ионосферы. В работе показано, что картина конвекции на дневной стороне становится ближе к наблюдаемой, если в расчетах использовать модель магнитосферной проводимости плазменного слоя, имеющей минимум на дневной стороне. Магнитосферная проводимость определяется
интегральным содержанием холодных электронов в замкнутой магнитной силовой трубке, за счет высыпаний содержание магнитной силовой трубки, дрейфующей с ночной стороны на дневную, может заметно уменьшаться.
В расчетах конвекции используется открытая модель магнитосферы, и электрический потенциал на разомкнутых магнитных силовых линиях в ионосфере или в полярной шапке получается проецированием потенциала солнечного ветра вдоль магнитной силовой линии в ионосферу. Для простой модели магнитосферы впервые эта задача была решена в работе [Stern, 1973], в работах [Toffoletto and Hill, 1989, 1993] рассматривались более сложные модели магнитосферы с учетом токов, текущих по магнитопаузе, и токов хвоста. В результате картина конвекции в полярной шапке стала более похожей на наблюдаемую, так при Bz < 0 появилась "горловина" в картине конвекции на дневной стороне, на ночной стороне граница полярной шапки отодвинулась к экватору и стала близка к наблюдаемой.
В настоящей работе используется открытая модель магнитосферы [Tsyganenko and Stern, 1996]. В этой модели магнитосферы граница магнитопа-узы имеет эллипсоидальную форму, что совпадает с результатами наблюдений, а значит, на дневной стороне моделирование конвекции должно быть
более точным. Другое отличие от работ [Toffolet-to and Hill, 1989; 1993] состоит в том, что здесь рассчитывается распределение электрического потенциала не только в полярной шапке, но и на замкнутых магнитных силовых линиях в авро-ральной зоне и средних широтах, что позволяет получить в целом картину конвекции и провести сравнение с экспериментальными данными измерений ионных дрейфов.
2. ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ И ОСНОВНЫЕ УРАВНЕНИЯ
При моделировании конвекции использована открытая модель магнитосферы Tsyganenko 96 [Tsyganenko and Stern, 1996]. В этой модели учитывается влияние на дипольное магнитное поле Земли кольцевого тока, токов хвоста магнитосферы, магнитного поля ММП и экранирующих токов, текущих по магнитопаузе. Граница магни-топаузы задается в виде эллипсоида, параметры которого определяются из экспериментальных данных, в хвосте магнитосферы на расстоянии 65 радиусов Земли форма магнитопаузы считается цилиндрической. Вне магнитосферы магнитное поле ММП считается однородным. Согласно экспериментальным данным лишь небольшая часть ММП должна проникать в магнитосферу Земли. В данных расчетах коэффициент ослабления ММП принимался равным к = 0.1. При этом значении удается получить согласие между расчетными данными разности потенциалов поперек полярной шапки и наблюдаемыми в экспериментах. Считая скорость солнечного ветра vsw всюду однородной, выражение для электрического потенциала (разности потенциалов) солнечного ветра ф на поверхности магнитосферы в геоцентрической солнечно-эклиптической системе координат будет иметь вид:
ф = к(VswBzswJ - VswByswZ), (1)
где Bzsw и Bysw - компоненты межпланетного магнитного поля, ось x направлена к Солнцу, ось z к Северному полюсу.
Зная распределение потенциала на поверхности магнитосферы и считая электрическую проводимость вдоль магнитной силовой линии высокой, можно получить распределение потенциала в полярной шапке в ионосфере, спроецировав магнитопаузу вдоль разомкнутых магнитных силовых линий в область полярных шапок. В работе это выполнялось численно, используя модель магнитного поля [Tsyganenko and Stern, 1996].
На замкнутых магнитных силовых линиях распределение потенциала в ионосфере получается из решения уравнения непрерывности для ионосферного тока:
Шу^гааф,) = -jz, (2)
где £ - тензор интегральной ионосферной проводимости, фг- - электрический потенциал в ионосфере, jz - плотность продольного тока, текущего вдоль магнитной силовой линии, вытекающий из ионосферы ток считается положительным. Плотность продольного тока из уравнения непрерывности тока в магнитосфере:
div(£J e х grad9m ]) = -jz, (3)
где - эффективная магнитосферная проводимость, пропорциональная числу заряженных частиц в магнитной силовой трубке с единичным магнитным потоком, e - единичный вектор, направленный вдоль магнитной силовой линии, фт -электрический потенциал в магнитосфере.
На замкнутых магнитных силовых линиях выражения для электрического потенциала в ионосфере и магнитосфере получаем из решения системы уравнений (2-3), задавая модельное распределение магнитосферной проводимости £т:
£т = £m0exp ^Др) ),
где Ор - коширота границы полярной шапки, ДО -ширина авроральной зоны или токов зоны 2. В работе значение £т0 = 50 См, а ДО = 10°. Ионосферная проводимость задается статистической моделью, основанной на эмпирических данных [Hardy et al., 1987].
В случае идеально проводящих магнитных силовых линий фг- = фт. Система уравнений (1-3) решается численно при следующем граничном условии на кошироте О = 90°, долготная и коширотная компоненты электрического поля равны нулю.
На рис. 1 показаны границы полярной шапки и токи зоны 3, или токи каспа, рассчитанные для случаев Bz = -5нТ, By = 5нТ и Bz = -5нТ, By = 5нТ. В первом случае ток вытекает из полярной шапки, во втором втекает. Граница полярной шапки для данной модели магнитосферы несколько отличается от наблюдаемой, в утренних и вечерних часах граница полярной шапки наблюдается эк-ваториальнее. Это означает, что модель магнитосферы [Tsyganenko and Stern, 1996] дает несколько завышенные значения магнитного поля на флангах магнитосферы. На дневной и ночной сторонах ионосферы граница полярной шапки приблизительно совпадает с экспериментом. Расчеты проводились без учета токов зоны 1 на маг-нитосферное магнитное поле, которые несколько смещают границу полярной шапки на дневной стороне к экватору.
На рис. 2 а, б показаны рассчитанные картины конвекции для этих двух случаев. Для By > 0 картина конвекции на дневной стороне отличается от обычно наблюдаемой чрезмерно вытянутым "языком" конвекции. Появление "языка" конвек-
18
а 12
00
б 12
00
-0.4 0.3 Н 06
Рис. 1. Граница и распределение модельного электрического потенциала в полярной шапке (линии) и токи зоны 3, или токи каспа (закрашенные контуры), рассчитанные для случаев Ву = 5нТ, В2 = -5нТ (а) и Ву = -5нТ, В2 = -5нТ (б).
а 12
12
В2 = -5нТ (а) и Ву = -5нТ, В2 = -5нТ (б).
ции связано с токами зоны 2, втекающими в ионосферу на дневной стороне [Волков и др., 1985], интенсивность которых определяется магнитосферной проводимостью, которая в свою очередь пропорциональна содержанию холодных электронов в замкнутой магнитной силовой трубке. В результате высыпаний содержание электронов в магнитной силовой трубке, дрейфующей с ночной стороны ионосферы на дневную, уменьшается, это приводит к уменьшению магнитосферной проводимости на дневной стороне. Модель магнитосферной проводимости в этом случае задавалась следующим образом:
Е - = I - оехр (- (- (А) ) 0 °<Х< 180 °,
Е- = Е-0ехр(-(-(^^) ) 180 °<Х< 360 °,
где X - магнитная долгота, АХ = 90°.
В ионосфере плазма дрейфует практически вдоль линий равного потенциала, поэтому расче-
10/01/1996 г. a 10/01/1996 г.
Рис. 3. Сопоставление модельного распределения потенциала с векторами ионного дрейфа, полученными системой радаров SuperDARN при различных гелиогеофизических условиях. Скорости ионного дрейфа показаны векторами. Компоненты и величина вектора ММП в плоскости УХ показаны в правом нижнем углу каждого рисунка.
ты сопоставлялись с результатами измерений ионного дрейфа в ио
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.