КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2007, том 45, № 2, с. 114-121
УДК 550.388.2
ЧИСЛЕННОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ЭФФЕКТОВ СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ 11 АВГУСТА 1999 ГОДА ВО ВНЕШНЕЙ ИОНОСФЕРЕ
© 2007 г. В. В. Клименко, Ф. С. Бессараб, Ю. Н. Кореньков
Западное отделение Института земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН,
г. Калининград pcizmiran@gazinter .net Поступила в редакцию 07.02.2005 г.
В работе представлены результаты модельных расчетов таких параметров внешней ионосферы как электронная концентрация Ne температура Te, концентрация n(H+) и потоки вдоль силовых линий геомагнитного поля Ф(Н+) ионов Н+ на высоте ~2000 км для условий солнечного затмения 11.VIII.1999 г. Расчеты выполнены с помощью глобальной самосогласованной модели термосферы, ионосферы и протоносферы Земли (ГСМ ТИП). Показано, что во время затмения, наряду с областью пониженных значений Te в северном полушарии и магнитно-сопряженной с ней областью в южном полушарии, в обоих полушариях возникают области нагрева электронов. Одновременно возникает и перемещается за лунной тенью обширная пространственная область пониженных значений Ne. В глобальном распределении концентрации ионов Н+ обнаружены области пониженной до ~30% и повышенной до ~50% концентрации ионов Н+.
PACS: 94.20. Cf
ВВЕДЕНИЕ
Эффекты солнечных затмений в верхней атмосфере Земли исследуются как экспериментальными, так и теоретическими методами на протяжении нескольких десятилетий. Наиболее обширные экспериментальные исследования вариаций электронной концентрации в ионосфере во время солнечного затмения выполнены с помощью ионозондов, применение которых для изучения этого эффекта продолжается и в настоящее время [1-3]. С развитием метода использования радиомаяков и навигационных спутников системы GPS для наблюдения временных вариаций полного электронного содержания база экспериментальных данных об эффектах солнечного затмения в ионосфере существенно расширилась [4, 5]. Наиболее полную информацию об изменениях ряда параметров нейтральной атмосферы и ионосферной плазмы во время затмения предоставляют установки некогерентного рассеяния. Однако такие эксперименты являются уникальными по причине небольшого количества самих установок и необходимости пространственного совпадения лунной тени и аппаратуры [6-8].
Одновременно с накоплением экспериментального материала о солнечном затмении в ионосфере выполнялись и теоретические исследования. На ранних стадиях развития ионосферного моделирования это были простые одномерные модели ионосферы [9, 10]. Появление более полных глобальных самосогласованных моделей открыло возможности для комплексного теоре-
тического изучения пространственно-временных вариаций параметров верхней атмосферы во время солнечного затмения [11-14]. Несмотря на столь обширные исследования эффектов солнечного затмения в земной атмосфере, не все процессы достаточно изучены и поняты, и требуют своего теоретического описания. Во всех вышеупомянутых работах основное внимание уделялось изучению временного поведения ионосферных параметров на высотах ниже 500 км, что связано с высотными ограничениями как экспериментальных методов, так и теоретических моделей, используемых для интерпретации полученных данных.
Цель настоящего исследования заключается в изучении глобальной картины реакции внешней ионосферы (~2000 км) на полное солнечное затмение 11.VIII.1999 г. с помощью глобальной самосогласованной модели термосферы, ионосферы и протоносферы Земли, в которой учтены все наиболее важные физико-химические процессы, происходящие в околоземной плазме в исследуемом диапазоне высот.
ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ
Солнечное затмение11^ШЛ999 г. началось в 09.32 ит вблизи точки с координатами (41° К, 65° Лунная тень находилась в 10.10 ИТ в юго-западной части Англии, прошла через центральную Францию в 10.20 ИТ и далее через Германию, Австрию, Венгрию, Румынию и Турцию. Закончилось
затмение в районе Бенгальского залива (20° К, 77° Е) в 12.34 ЦТ.
Солнечная активность в рассматриваемый период характеризовалась умеренными величинами ^107 ~130. Наблюдаемые индексы 2,Кр на период l0-12.VIII.1999 г. составляли 9, 12 и 15, соответственно, так что день солнечного затмения характеризовался спокойными геомагнитными условиями.
Реакция верхней атмосферы на солнечное затмение исследовалась с помощью глобальной самосогласованной модели термосферы-ионосферы-протоносферы (ГСМ ТИП). Модель основана на численном интегрировании системы квазигидродинамических уравнений для многокомпонентной околоземной плазмы в области высот от 80 км до 15 земных радиусов и состоит из трех основных блоков: термосферного, ионосферно-протоносферно-го и блока расчета электрических полей, между которыми осуществляется обмен информацией. Более подробное описание модели приведено в [15-17]. Основная система моделирующих уравнений приведена также в работе [18].
Для расчетов, моделирующих систему термосфера-ионосфера-магнитосфера, в ГСМ ТИП необходимо задать: потоки солнечного УФ и КУФ излучения; потоки электронных высыпаний и их пространственные и энергетические характеристики; значения продольных токов, соединяющих магнитосферу с ионосферой. Все эти входные параметры, а также граничные условия были выбраны аналогично работе [14].
Модель неоднократно использовалась для расчета глобальных распределений параметров верхней атмосферы и ионосферы, а результаты расчетов сопоставлялись с данными спутниковых наблюдений [18, 19] и с данными измерений установок некогерентного рассеяния [19, 20].
Затмение моделировалось путем умножения потоков солнечного ультрафиолетового излучения, которые являются входными параметрами модели, на коэффициент затмения АГ(ЦТ, ф, X), где ЦТ - мировое время, ф и X - географические широта и долгота, соответственно. В области полной тени значение АГ(ЦТ, ф, X) равно нулю и возрастает, в первом приближении линейно, до единицы с шагом 3% на каждые 100 км удаления от центра тени [13]: ДЦТ, ф, X) = 0.03р(ф, X, ф0, Х0)/100, где р(ф, X, ф0, X0) - расстояние в километрах от центра тени, который в момент ЦТ имеет координаты ф0, X)). Значения ф0, X0 (X для рассматриваемого затмения) хорошо известны и легко доступны, в том числе через мировую сеть Интернет.
Для исследования реакции верхней атмосферы на затмение были выполнены два варианта расчетов для 11.VIII.1999 г., когда затмение было, и для этого же дня, в предположении отсутствия затмения. Таким образом, были получены два набора
Широта, 90 60 30 0 -30 60 90
--в—. _|_
град 10.30
.....
""•"Г.................Г—"" I_
90 60 30 0 30 60 90
90 60 30 0 30 60 90
11.00
..в"
Т--.....I.....I_
11.30
—О I |
" 1—
< < ' 1
у! 1
30 60 90 120 150180
12.00
..............
чЬозШЪи::
''¡'А1 ' го' ' 1 1
..................."'
_I_I_I_I_а;_I
12.30
.......зг-^ч...
_I_I_I '.-"--У--""' I
13.00 ит
" " " " " - -¿й. - '" ......................
_|_I_I_I_I_I
30 60 90 120150180 Долгота, град
Рис. 1. Сплошными, штриховыми и пунктирными кривыми показаны, соответственно, изолинии положительных, отрицательных и нулевых отклонений электронной температуры.
параметров верхней атмосферы для анализа абсолютных и относительных эффектов затмения.
Для проверки адекватности модельных расчетов ионосферы и термосферы во время затмения были сделаны сопоставления параметров Е2-об-ласти ионосферы для ряда станций Европейского региона, находившихся в зоне затмения [14, 21], а также по интегральному содержанию электронов [22] над Европой. Эти исследования показали, что модель в целом адекватно воспроизводит эффекты затмения в ионосфере и термосфере.
В данной работе основное внимание уделено исследованию эффектов затмения в верхней ионосфере, то есть на высотах >1000 км над поверхностью Земли.
ОПИСАНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ РАСЧЕТОВ
Результаты расчетов ионосферных параметров представлены на рис. 1-6. Глобальные распределения электронной температуры Те, электронной концентрации Ые, концентрации ионов Н+ и потоков ионов Н+ вдоль силовых линий геомагнитного поля представлены в геомагнитных координатах для различных моментов времени ЦТ на высоте 2000 км (рис. 1-4). Штриховой лини-
ей показана траектория области максимума солнечного затмения. Заштрихованным кружком показано местоположение лунной тени в выбранный момент времени.
Рис. 1 представляет изолинии разностного поля электронной температуры, рассчитанного как разность значений Те во время затмения и в спокойных условиях для различных моментов мирового времени с 10.30 до 13.00 ИТ с получасовым интервалом для Евро-Азиатского региона. Видно, что в 10.30 ИТ, когда солнечное затмение начинает наблюдаться в Европейском секторе, минимальное значение АТе составляет около -500 К, а его пространственное положение совпадает с областью максимума солнечного затмения. Понижение электронной температуры охватывает значительную пространственную область ~100° в долготном направлении и ~80° в широтном. В магнитно-сопряженной области южного полушария эффект падения электронной температуры не столь велик и составляет -200 К. Следует отметить, что в этот момент времени отсутствует пространственная область с повышенными значениями Те. Через час, в 11.30 ИТ, по мере приближения тени солнечного затмения к экватору, происходит сближение областей понижения Те в северном и южном полушариях. Видно, что в северном полушарии величина эффекта уменьшается, а в южном, наоборот, возрастает. Одновременно возникает небольшая пространственная область повы-
10.30
I- ' и, ч.
Широта, град 90 60 30 0 -30 60 90
90 60 30 0 -30 60 90
12.00
'•-0.....
5 '"'"--е-, 0
"Г............^
11.00
12.30
-Де-'
'--Ж
_|_I_|_
0
_|_I
.де-
-о----ш.,
- - " _.аг
■в:
_1_
■'й "Г--- I
_1_I
90 60 30 0 -30 60 90
11.30
С
—А^ч ----Ллв'
В|_
13.00 ит
0
^ м '
00 _|_I_I_I_I
30 60 90 120 150180 30 60 90 120 150180
Долгота, град
Рис. 2
шения электронной температуры, расположенная западнее (30° N 60° Е) области понижения Те, что свидетельствует о значительном запаздывании эффекта роста электронной температуры относительно времени прохождения максимума затмения.
К моменту
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.