ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2014, том 54, № 1, с. 13-22
УДК 550.388.2
МОДЕЛИРОВАНИЕ СВОЙСТВ ПЛАЗМОСФЕРЫ ПРИ СПОКОЙНЫХ
И ВОЗМУЩЕННЫХ УСЛОВИЯХ © 2014 г. А. В. Тащилин, Е. Б. Романова
Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск e-mail: avt@iszf.irk.ru, ebr@iszf.irk.ru Поступила в редакцию 14.12.2012 г.
На основе теоретической модели ионосферы и плазмосферы исследованы вариации ионного состава плазмосферы и структуры плазмопаузы в зависимости от выбора модели распределения электрического поля магнитосферной конвекции при низкой и высокой геомагнитной активности в условиях равноденствия и декабрьского солнцестояния. На основе выполненных модельных расчетов исследованы форма и размеры плазмопаузы при возрастании и спаде геомагнитной активности, и показано, что размер плазмосферы зависит, главным образом, от сектора MLT и уровня геомагнитной активности, а наибольшая зависимость от UT проявляется в равноденствие; плазмосфера асимметрична в направлениях полдень—полночь и утро—вечер. Анализ суточных и сезонных вариаций ионного состава в плазмосфере Земли при умеренной солнечной активности показал, что основная особенность ионного состава в зимний период проявляется в некотором увеличении концентраций ионов Н+ и Не+, что вероятно обусловлено увеличением плотности экзосферы при переходе от лета к зиме. Полученные результаты хорошо согласуются со спутниковыми наблюдениями, что свидетельствует о возможности использования модели для исследования плазмосферы в различных геофизических условиях.
DOI: 10.7868/S0016794014010167
1. ВВЕДЕНИЕ
Плазмосфера Земли, составляющая внутреннюю наиболее плотную часть магнитосферы, образуется в результате притока тепловой плазмы из нижележащей ионосферы. Ее состояние определяется как интенсивностью ионосферных источников, изменяющихся достаточно регулярно, так и условиями в магнитосфере, которые сильно зависят от уровня геомагнитной активности. Плаз-мосфера представляет собой тороидальную область, охватывающую Землю выше ~1000 км и заполненную холодной (0.5—1 эВ) относительно плотной (~102—104 см-3) плазмой, состоящей из ионов Н+ (~80%), He+ (~10-20%) и O+ (~5-10%), которые захвачены неоднородным геомагнитным полем [Lemaire and Gringauz, 1998; Котова, 2007; Singh et al., 2011]. Плазмосфера отделена от внутренней магнитосферы узкой переходной областью (плазмопауза), за которой плотность заряженных частиц резко уменьшается, примерно в 500 раз. Внутреннюю часть магнитосферы, расположенную за плазмопаузой, часто называют маг-нитосферным провалом [Thomsen et al., 1998]. Хотя концентрация электронов в плазмосфере на несколько порядков меньше, чем в ионосфере, ее значительные размеры, достигающие десятки тысяч километров, обеспечивают величину полного содержания электронов (ПЭС) в плазмосфере сравнимую с ионосферным содержанием, т.е.
~10% в дневное время и ~40% в ночных условиях [Davies, 1980]. По этой причине плазмосфера является основным источником ионизации для ночной ионосферы и может оказывать заметное влияние на прохождение радиосигналов от спутниковых навигационных систем (GPS, GLONAS) и от геостационарных спутников.
Для описания и прогноза состояния плазмосферы при определенных гелио-геофизических условиях используются эмпирические [Park et al., 1978; Carpenter and Anderson, 1992; Gallagher et al., 2000] и теоретические модели плазмосферы [Кринберг и Тащилин, 1984; Richards and Torr, 1996; Millward et al., 1996; Намгаладзе и др., 1990; Webb and Essex, 2004]. Эмпирические модели имеют относительно простую алгоритмическую структуру, что обеспечивает высокую степень их оперативности. Однако, точность и полнота таких моделей в настоящее время низки из-за отсутствия массивов экспериментальных данных, перекрывающих весь диапазон гелио-геофизиче-ских условий, с которыми приходится иметь дело при решении практических и научных задач.
Преимущества теоретических моделей заключаются в их способности воспроизводить согласованные пространственно-временные распределения параметров плазмосферы с учетом широкого спектра физических процессов действующих в ионосфере и плазмосфере. Они применимы для
описания и прогноза как спокойных, так и возмущенных состояний околоземной среды практически при любых внешних условиях. Основное ограничение в применении теоретических моделей связано с необходимостью включения в них эмпирических блоков для описания нейтральной атмосферы, магнитосферных источников, спектра солнечного излучения, а также характеристик различных микропроцессов в околоземной плазме.
Целью настоящей работы явилось изучение возможности теоретического моделирования распределения электронной концентрации и ионного состава тепловой плазмы в ионосфере, плазмосфе-ре и магнитосфере при различных геофизических условиях. Для этого мы использовали разработанную в ИСЗФ СО РАН численную модель ионо-сферно-плазмосферного взаимодействия [Крин-берг и Тащилин, 1984; Tashchilin and Romanova, 2002], которая позволяет вычислять нестационарные распределения параметров тепловой плазмы вдоль дрейфующих дипольных силовых линий произвольного размера. В настоящей работе представлены результаты расчетов характеристик плазмосферы, плазмопаузы и внутренней магнитосферы для сезонов равноденствия и декабрьского солнцестояния, двух моментов мирового времени (04 UT и 16 UT) и двух уровней геомагнитной активности (Кр = 2 и 5). На основе этих расчетов также рассмотрено влияние выбора эмпирической модели электрического поля маг-нитосферной конвекции на результаты моделирования.
2. ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ И ВАРИАНТЫ РАСЧЕТОВ
Используемая в данной работе модель описывает свойства тепловой плазмы, состоящей из электронов, атомарных ионов H+, О+, He+, а также молекулярных ионов NO+,N+, O+. Рассматривается цикл химических реакций, который включает передачу заряда от ионов O+ к молекулам N2
и O2, реакцию перезарядки O + + H о H+ + O и диссоциативную рекомбинацию молекулярных ионов. Ионы He+ образуются в результате фотоионизации, а исчезают в ходе ионно-молекуляр-ных реакций обмена зарядом с молекулами N2 и O2. Коэффициенты скоростей реакций и их температурные зависимости взяты согласно [Torr and Torr, 1979; Павлов, 2008].
Модель осуществляет численное решение системы нестационарных уравнений баланса частиц и энергии тепловой плазмы вдоль геомагнитных силовых линий, основания которых расположены
на высоте 120 км. Концентрация ионов N+ рассчитывается в приближении фотохимического равновесия, тогда как концентрации остальных
ионов вычисляются с учетом процессов фотоионизации, рекомбинации, переноса вдоль геомагнитных силовых линий под действием амбипо-лярной диффузии и увлечения ионов горизонтальным нейтральным ветром, а также с учетом поперечного дрейфа плазмы под действием электрического поля магнитосферной конвекции. Для расчета скоростей фотоионизации термосферных составляющих и энергетических спектров первичных фотоэлектронов использован справочный спектр УФ излучения Солнца EUVAC, представленный в [Richards et al., 1994].
Для согласованного определения электронной и ионной температур в модельных уравнениях теплового баланса учтены процессы теплопроводности вдоль геомагнитных силовых линий и обмена тепловой энергией между электронами, ионами и нейтральными частицами вследствие упругих и неупругих столкновений. Скорость нагрева тепловых электронов рассчитывалась согласованно, путем решения кинетического уравнения переноса фотоэлектронов в сопряженных ионосферах, учитывая потери энергии при прохождении через плазмосферу [Кринберг и Тащилин, 1984].
Для описания пространственно-временных вариаций температуры и концентраций нейтральных компонентов O, O2, N2, H, Не, N использовалась глобальная эмпирическая модель термосферы NRLMSISE-00 [Picone et al., 2002], а скорости горизонтального термосферного ветра определялись по модели HWM07 [Drob et al., 2008; Emmert et al., 2008]. Для задания пространственно-временных вариаций электрического поля магнитосферной конвекции использовались две эмпирические модели, во-первых, независящая от UT модель [Sojka et al., 1986] (далее модель ЭП-2) и модель с UT зависимостью, представленная в работе [Weimer, 1995] (далее модель ЭП-1). Эти модели используют в качестве входных параметров индексы геомагнитной активности (Kp или AL) и характеристики ММП (Bx, By, Bz) или солнечного ветра. Значения интегрального потока энергии и средней энергии высыпающихся электронов, необходимых для расчета высотных профилей скорости авроральной ионизации были взяты согласно эмпирической модели высыпаний [Hardy et al., 1987].
Расчет распределений плазменных параметров вдоль некоторой силовой линии в определенный момент времени UT осуществляется в три этапа. На первом рассчитывается траектория дрейфа под действием электрических полей коротации и конвекции путем интегрирования уравнений движения плазменной трубки назад во времени от заданного момента UT, при котором также задано положение основания трубки в северном полушарии, до некоторого начального момента
иТ0. При этом изменение электрических полей со временем учитывается через вариации часовых значений индексов геомагнитной активности (Кр, Ар, ЛЬ) и параметров солнечного ветра (Б1, Бу, Бх, Уж) для заданного временного интервала иТ—иТ0, что позволяет воспроизводить различные сценарии моделирования. Второй этап включает расчет начальных распределений плазменных концентраций и температур в момент иТ0 вдоль всей плазменной трубки на основе данных измерений, предварительно полученных результатов или по соответствующим аналитическим выражениям. На третьем этапе уравнения ионосферной модели интегрируются в прямом направлении по времени от иТ0 до иТ вдоль рассчитанной траектории дрейфа. При этом изменения характеристик высыпающихся энергичных электронов, нейтральной атмосферы и термо-сферного ветра также учитываются на основе вариаций часовых значений индексов геомагнитной и солнечной активности. Интервал времени моделирования выбран длительностью в 5 расчетных суток. Такой выбор интервала обеспечивает достижение степени заполнения плазмосфе-ры, которая соответствует нек
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.