ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2007, том 47, № 4, с. 457-469
УДК 550.385
СПОНТАННЫЕ СУББУРИ И УПОРЯДОЧЕННЫЙ ТИП МАГНИТОСФЕРНЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ ВО ВРЕМЯ СУПЕРБУРИ
20 НОЯБРЯ 2003 г.
© 2007 г. В. М. Мишин1, М. Фёрстер2, Т. И. Сайфудинова1, Ä. Д. Базаржапов1, Ю. Ä. Караваев1, Л. Ä. Сапронова1, С. И. Соловьев3
1Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск 2Max-PlankInstitute of Extra-Terrestrial Physics, Garching, Germany 3Институт космофизических исследований и аэрономии им. Ю Г. Шафера СО РАН, Якутск
e-mail: mishin@iszf.irk.ru Поступила в редакцию 27.02.2006 г. После доработки 30.05.2006 г. После доработки 29.08.2006 г.
На основе данных ACE/WIND и техники инверсии магнитограмм ТИМ2 исследован интервал 00.0014.00 UT супер-бури 20.11.2003 г. Вычислены распределения в ионосфере электрического потенциала и токов, плотности продольных токов, джоулева тепла. Получены оценки переменной длины хвоста магнитосферы, переменных мощностей, поступающих в магнитосферу, ионосферу и кольцевой ток. Описаны избранные интервалы супер-бури, в которых удалось идентифицировать режимы возмущения, создаваемые взаимодействием переменного динамического давления солнечного ветра и эффектов ММП. Среди выделенных режимов - спонтанные суббури, два типа управляемых откликов на изменения ММП или динамического давления солнечного ветра Pj, нулевые события при одновременных скачках ММП и Pd, и ранее неизвестный режим насыщения ионосферного электрического поля при перераспределении поступающей в магнитосферу энергии между ионосферой и кольцевым током.
PACS: 94.30 Lr
1. ВВЕДЕНИЕ
В магнитосферных возмущениях типа суббури активная фаза развивается спонтанно, без наблюдаемой связи с изменениями параметров солнечного ветра. В возмущениях управляемого типа уровень активности изменяется коррелированно с изменениями названных граничных условий. Эти два вида возмущений известны, например, [Rostoker et al., 1987; Gonzalez et al., 1994], но в литературе обсуждаются альтернативные модели, как первого, так и второго типов. В модели [Baker et al., 1996] основной процесс суббури - образование крупномасштабного разрыва тока и нейтральной линии (NENL) в среднем хвосте. В модели CDs [Lui, 2001], основной процесс суббури -множественные разрывы тока малого масштаба в ближнем хвосте без пересоединения открытого магнитного потока и образования NENL. В моделях [Russell and McPherron, 1973; Mishin et al., 2001; Cheng et al., 2002] рассматриваются два типа "атак суббури" (substorm onsets), создаваемые, соответственно, процессами типа CD и NENL.
Различные подходы предлагаются и в теории управляемых возмущений. Согласно Lyons et al. (2005) активная фаза суббури создается неустойчивостью в плазменном слое, которая возникает
при резком ослаблении ранее наблюдаемого сильного электрического поля (E) в солнечном ветре и плазменном слое. Если, однако, ослабление E компенсируется уменьшением магнитного поля (Be) в плазменном слое, отношение E/Be сохраняется. Тогда, согласно [Lyons et al., 2005] имеет место "Нулевое Событие", т.е. ожидаемого резкого отклика на одновременные, даже сильные, изменения E и Be нет, и возмущение остается управляемым. В другой модели, при южном ММП развивается либо суббуря, либо управляемое возмущение типа SMC, соответственно, при наличии или отсутствии "кризиса давления" в плазменном слое на -x ~ (10-40)^я. Кризис создается вытяжением хвоста магнитосферы, когда нарушается баланс между конвекцией магнито-сферной плазмы от Солнца и возвратной конвекцией в плазменном слое. Дисбаланс означает накопление потока при увеличенной или растущей длине (L) хвоста магнитосферы [Sergeev et al., 2001].
Задача настоящей статьи - сравнительное описание энергетики суббури и управляемого возмущения на основе количественных оценок входных и выходных параметров энергетики магнитосферы и ионосферы по данным избранных интерва-
лов супер-бури 20.11.2003 г., (00.00-14.00) UT. Среди входных параметров - мощность е' (поток Пойнтинга - поток электромагнитной энергии из солнечного ветра в магнитосферу) и разность потенциалов на границе полярной шапки Upc. Набор выходных параметров (индикаторов отклика магнитосферы) включает полную мощность возмущения в магнитосфере (Q) и мощности, потребляемые в ионосфере (Q) и кольцевом токе (Qdr), а также полукачественную оценку параметра L.
В работе использовались данные наземных магнитометров на геомагнитных широтах Ф > 40°, обработанные с помощью техники инверсии магнитограмм ТИМ2, и измерения параметров солнечного ветра на спутниках ACE и WIND [см. п. 2.1].
2. ИЗМЕРЕННЫЕ И ВЫЧИСЛЕННЫЕ ПАРАМЕТРЫ. ТЕХНИКА ИНВЕРСИИ МАГНИТОГРАММ ТИМ2
2.1. В статье используются:
(1) Параметры солнечного ветра (СВ), полученные на космических аппаратах ACE и WIND и вычисленные на основе этих данных значения динамического давления солнечного ветра Pd = = nmpV1 X 106 (нПа), потока Пойнтинга £4 =
= 10-7 Vswß2sin4(0/2) l2 (единицы СИ). Здесь mp = = 1.67 X 10-27 кг, Vsw - скорость СВ, B = (By2 + Bz2)1/2, 0 = arctg( By/Bz), By и Bz - компоненты ММП, и L0 = 7Re [Akasofu, 1981]. Отметим, что все переменные в еА - параметры СВ, единственная характеристика магнитосферы - постоянная L0;
(2) Dst, SYM-H, и ASY-H- индексы, полученные из Мирового Центра Данных WDC-C2, Kyoto;
(3) AE-индексы, рассчитанные авторами по Н-магнитограммам 59 высокоширотных станций;
(4) Магнитограммы 115 высокоширотных наземных станций и основанные на них выходные данные ТИМ2, перечисляемые ниже;
(5) Переменный открытый магнитный поток ¥ь пронизывающий площадь "новой" полярной шапки (ПШ), созданную недавним пересоединением на магнитопаузе. Предполагается, что существует также "старая" полярная шапка, наблюдаемая при спокойных условиях перед началом возмущения и пронизываемая открытым потоком ¥2. Полный открытый магнитный поток есть ¥, так что ¥х = ¥ - ¥2, ¥ = (B}SH№ <B> - среднее значение магнитного поля в ионосфере ПШ, S^ - переменная полная площадь ПШ. Аналогично, ¥2 = = (B}S0, где S0 - постоянная площадь старой ПШ. Здесь, как и всюду ниже, площадь ПШ определяется по данным ТИМ2 как высокоширотная граница зоны 1 И иджимы и Потемры распределения в ионосфере плотности продольных токов (ПТ);
(6) Поток Пойнтинга из СВ в магнитосферу
е' = ¥1 VWMoS, где |0 = 4п X 10-7 Гн/м, S - площадь сечения хвоста, пронизываемая потоком ¥j. В отличие от £a, параметр е' вычисляется на основе переменной магнитосферной характеристики ¥х;
(7) Полукачественная характеристика длины хвоста, L = L0(£'/£a)1/2, L0 = 120RE;
(8) Полная мощность бури, Q = к'ё, и мощности, потребляемые в ионосфере (Q) и DR-токе (QDR);
(9) Разность потенциалов на границе ПШ, Upc;
(10) 2D карты пространственного распределения в полярной ионосфере электрического потенциала U, плотности ПТ, эквивалентных и реальных ионосферных токов;
(11) Интенсивности авроральных электроструй, JW и JE, их суммы JW+E и трансполярного тока Jtr, (полный эквивалентный ток через ПШ).
Перечисленные выходные данные ТИМ2 вычисляются с шагом 1-5 мин. Они надежны только на геомагнитных широтах Ф > 60°, так что результаты, относящиеся к Ф < 60°, рассматриваться не будут, также как данные о ПТ на широтах ниже границы зоны 2 Ииджимы и Потемры. В настоящей работе использованы данные ACE, WIND, и данные 115 наземных магнитных станций северного полушария на геомагнитных широтах Ф > 40°. Параметры СВ, измеренные на ACE, были транслированы к дневной магнитопаузе с задержкой At* = (At - 6) (в минутах), где At = = (x - 10RE)/Vsw, и x - геоцентрическое расстояние ACE вдоль оси x. Дополнительная задержка -6 мин введена эмпирически, с учетом выводов [Weimer et al., 2002], для того чтобы согласовать наблюдаемый скачок AE-индекса в 08.02 UT со скачком динамического давления солнечного ветра. Краткое описание ТИМ2 дается ниже.
2.2. ТИМ2 - один из существующих вариантов техники инверсии магнитограмм [Mishin et al., 1979; Mishin, 1990]. Другие варианты были созданы в работах [Levitin et al., 1982; Kamide and Baumjohann, 1993]. ТИМ2, в отличие от названных аналогов, содержит дополнительные алгоритмы вычисления параметров ¥ь ¥2, е', L, и Q, Q, QDR.
Входами в ТИМ2 служат данные наземных магнитометров и двумерная пространственная модель электропроводности полярной ионосферы [Mishin, 1990]. Эта техника основана на двух уравнениях, следующих из закона Ома: curl(£VU) = AJ и div(£VU) = jz, где J(0, t) - токовая функция, вычисляемая по данным наземных магнитометров, £(0, t) - тензор электропроводности (функция сферических координат 0 = 90° - Ф, t = MLT), jz -плотность ПТ, и curl, div, V, A - известные двумерные операторы. Решения уравнений представляются в виде карт распределения в ионосфере потенциала U, плотности ПТ, и других данных, упомя-
нутых выше. Вычисления выполняются на основе модели неоднородного распределения ионосферной проводимости, но для качественного анализа распределения плотности ПТ используется также однородная модель 22,P = 2,H = 7 См. Принимая Х(0, t) = const, получаем U = J[LH и jz = (EP/EH)AJ, где индексы H и P обозначают проводимости Холла и Педерсена, соответственно, Л/ - Лапласиан токовой функции /(0, t). Эта функция и электрический потенциал U(0, t), аппроксимируются
рядами полиномов Лежандра Pm (cos 0), коэффициенты которых умножаются на (2n + 1)/(n + 1). С другой стороны, коэффициенты аналогичного ряда, аппроксимирующего Лапласиан Л/, имеют множители n(2n + 1), квадратичные по n, что ведет к росту вклада (в Лапласиан по сравнению с функциями (VU) и /(0, t)) высоких пространственных гармоник и сильно увеличивает погрешности вычисления коэффициентов, особенно при использовании неоднородной модели электропроводности. Опыт показал, что замена однородной модели проводимости на более реалистичную неоднородную модель не изменяет пространственное распределение плотности ПТ качественно, но заметно усложняет это распределение, создавая дополнительные помехи для определения границ зон Ииджимы и Потемры. Поэтому для определения указанных границ используется однородная, а в других задачах - неоднородная модель ионосферной электропроводности.
2.3. Мировая сеть назе
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.