УДК 550.338.2
РОЛЬ МАГНИТОСФЕРНОЙ КОНВЕКЦИИ И ВЫСЫПАНИЙ В ОБРАЗОВАНИИ "СУМЕРЕЧНОГО ЭФФЕКТА" НА ГЛАВНОЙ ФАЗЕ МАГНИТНОЙ БУРИ
© 2011 г. А. В. Тащилин, Е. Б. Романова
Учреждение РАН Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск e-mail: avt@iszf.irk.ru; ebr@iszf.irk.ru Поступила в редакцию 11.01.2010 г.
После доработки 30.09.2010 г.
Исследована роль магнитосферных факторов, таких как конвекция и высыпания энергичных электронов в процессе формирования положительных возмущений полного электронного содержания (ПЭС) в условиях летней вечерней ионосферы. Для этого была использована численная модель ионосферы и плазмосферы, в которой временные изменения скорости магнитосферной конвекции и параметров электронных высыпаний соответствовали главной фазе магнитной бури. Показано, что резкое вечернее увеличение ПЭС (сумеречный эффект) возникает в восточном и западном секторах примерно на одинаковых геомагнитных широтах, соответствующих субавроральной зоне, при условии, что внезапное начало бури приходится на утренние часы местного времени. Образование этого пика ПЭС является результатом совместной перестройки картины магнитосферной конвекции и высыпаний энергичных электронов на главной фазе бури. При этом конвекция играет основную роль, вызывая повышение /2-слоя на 40—80 км в область с более низкой скоростью рекомбинации.
1. ВВЕДЕНИЕ
Среди положительных ионосферных возмущений, которые образуются в средних и авроральных широтах на главной фазе магнитной бури значительный интерес вызывают резкие повышения NmF2 и полного электронного содержания в вечерние часы. Эти возрастания электронной концентрации, получившие название "сумеречного эффекта", наблюдаются обычно в субавроральной и аврораль-ной ионосфере, и поэтому их часто считают результатом перемещения пиков авроральной ионизации в сторону экватора на главной фазе магнитной бури [Mendillo, 2006; Prolss, 1991; Buonsanto, 1999]. В дальнейшем на основе данных наблюдений на радаре некогерентного рассеяния в Миллстоун-Хилле (американский долготный сектор) были детально описаны вариации основных ионосферных характеристик, присущих данному явлению [\b and Foster, 2001]. В настоящее время установлено, что "сумеречный эффект" возникает спорадически, главным образом в летних условиях и связан с высоким уровнем геомагнитной активности.
С точки зрения современной аэрономии образование аномального повышения электронной концентрации в вечерней ионосфере может быть обусловлено действием трех основных факторов — во-первых, совместной перестройкой картины магни-тосферной конвекции и высыпаний энергичных электронов, во-вторых, дополнительным подъемом F2-слоя ионосферы под действием усиленного тер-
мосферного ветра, дующего к экватору и, в-третьих, распространением в сторону низких широт крупномасштабных атмосферных волн, приводящих к быстрым изменениям термосферного состава.
Таким образом, для изучения процесса образования "сумеречного эффекта" необходимо решить задачу о моделировании отклика ионосферы на магнитную бурю с учетом всех отмеченных факторов. Целью предложенной работы является исследование роли магнитосферных факторов, таких как конвекция и высыпания энергичных электронов, в процессе формирования положительных возмущений в условиях летней вечерней ионосферы.
2. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ И ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ
Для изучения механизма формирования "сумеречного эффекта" были выполнены модельные расчеты суточных вариаций ионосферных параметров над восьмью пунктами с географическими широтами 40°, 50°, 60° и 70°М, расположенными в американском (70°^ и азиатском (110°Е) долготных секторах. Такой выбор пунктов моделирования позволяет учитывать в задаче эффекты, связанные с несовпадением географического и геомагнитного полюсов. Расчеты выполнялись для спокойного и геомагнитно — возмущенного периодов, соответствующих условиям летнего солнцестояния и среднему уровню солнечной активности (/10.7 = 120). В качестве полного электронного содержания была
принята величина NT, равная электронному содержанию вдоль силовой линии, основание которой находится в одном из рассматриваемых пунктов, в интер-
<4000 км
вале высот от 120 до 1000 км, т.е. NT = I ne (s) ds.
«120 км
Принятая нами модель магнитной бури представлена на рис. 1 в виде временнЫх вариаций Bz составляющей ММП и индексов геомагнитной активности Кр, Dst. Чтобы учесть влияние момента начала магнитной бури по местному времени на реакцию ионосферы на различный широтах и долготах быши рассмотрены два сценария магнитной бури с различными началами геомагнитного возмущения (SC): первыш соответствовал внезапному началу бури в 03 UT а для второго принято SC = 15 UT
Расчеты вариаций ионосферный параметров в плазменной трубке выполнялись с использованием разработанной в ИСЗФ СО РАН модели ионосфер-но-плазмосферного взаимодействия, учитывающей дрейф плазмы поперек геомагнитный силовык линий [Tashchilin and Romanova, 2002]. Эта модель основана на численном решении системы нестацио-нарнык уравнений баланса частиц и энергии тепловой плазмы в дрейфующих плазменных трубках дипольного типа, основания которых расположены на высоте 120 км. Полагается, что плазма состоит из
атомарный (O+, H+) и молекулярный ионов N+, O+, NO+, которые рассматриваются как один ион с эффективной массой 30 а.е.м. Концентрации всех ионов рассчитывались с учетом процессов фотоионизации, рекомбинации и переноса вдоль геомагнитных силовых линий под действием амбиполяр-ной диффузии и увлечения ионов горизонтальным нейтральныш ветром. Для расчета скоростей фотоионизации термосферных составляющих и энергетических спектров первичных фотоэлектронов использован справочный спектр УФ-излучения Солнца из работы [Richards et al., 1994]. Температуры электронов и ионов рассчшывались с учетом процессов теплопроводности вдоль геомагнитный 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 фотоэлектронами при прохождении через плазмосферу.
Все плазменные трубки в модели рассматриваются как замкнутые или разомкнутые (открытые). Критерием такого деления служит факт нахождения основания трубки внутри полярной шапки. Если силовая линия, проходящая через плазменную трубку, лежит вне полярной шапки, т.е. в области авро-ральной ионосферы или плазмосферы, то трубка является замкнутой. В противном случае, когда силовая линия выходит из области полярной шапки и уходит в хвост магнитосферы, трубка рассматрива-
Bz, нТл 10
0
-40 -20 -30
Dst, нТл
0
-40 -80 120 Кр 6 4 2 0
0 4 8 12 16 12 16 20 24 28 UT, ч
20 Сценарий 1 32 Сценарий 2
Рис. 1. Вариации индексов Кр, Dst и ^-компоненты межпланетного магнитного поля. Сценарий 1 соответствует буре с внезапным началом (5С) в 03:00 ЦТ. Сценарий 2 - с 8С в 15:00 ЦТ.
ется как открытая. В качестве граничнык условий для замкнутых трубок принято условие равенства нулю потоков частиц и энергии через основания трубки (h = 120 км). Для открытых трубок на верхней границе, которая задавалась на расстоянии нескольких радиусов Земли, принималось условие ухода заряженный частиц из силовой трубки в магнитосферу через открытое сечение, т.е. полагалось, что ni (t, rmax) = 0. Для уравнений теплового баланса на верхней границе задавался нулевой приток тепла из магнитосферы. В данной модели расчеты начинаются с некоторый произвольный начальный условий, соответствующих низкому содержанию плазмы в трубке с целью учета процесса заполнения плазмосферы из нижележащей ионосферы. В этом случае начальные условия следует задавать на удалении от 5 до 10 суток от рассматриваемого момента времени в виде слабой заполненности трубок плазмой, температура которой равна температуре нейтралов.
Для описания пространственно-временных вариаций температуры и концентраций нейтральный компонентов O, O2, N2, H и N использовалась глобальная эмпирическая модель термосферы MSIS-86 [Hedin, 1987], а скорости горизонтального термо-сферного ветра определялись согласно эмпирической модели HWM-93 [Hedin et al., 1996]. Значения интегрального потока и средней энергии высышаю-щихся электронов, необходимые для расчета скоростей авроральной ионизации, взяты в соответствие с глобальной моделью электронный высыпаний [Hardy et al., 1987]. Электрическое поле магнитосферной
Американский сектор
о
X £
о
X £
о
X £
о
X £
60
40
20
0 60
40
20
0 60
40
20
0 60
40
20
0
[(70, -70)
А
60
40
20
0 60
^ 40 -
0
х 20
Азиатский сектор [(70, 110)
0
х £
£
0 60
м 40
40
х 20
< 0
60
^ 40 -
0
х 20
£
0 4 8 12 16 20 24 ГГ, ч
0
0 4 8 12 16 20 24 ГГ, ч
Рис. 2. Вариации полного электронного содержания для бури по сценарию 1: штриховой линией показаны вариации Ыт в спокойный день, толстой линией — вариации Ыт во время бури, стрелкой отмечено внезапное начало бури.
конвекции рассчитывалось в соответствие с эмпирической моделью распределения потенциала маг-нитосферной конвекции на высотах ионосферы ^сука й а1., 1986].
Общий алгоритм решения модельных уравнений состоит из двух этапов. На первом этапе для моделируемого интервала времени рассчитываются траектории дрейфа путем интегрирования уравнений движения плазменной трубки назад во времени от заданного момента иГ, при котором также задано положение основания трубки в северном полушарии, до некоторого начального момента иТ0. При этом изменения со временем электрического поля конвекции, характеристик высыпаний, параметров нейтральной атмосферы и термосферного ветра учитываются через заданные вариации часовых значений индексов геомагнитной активности и параметров ММП (см. рис. 1). На втором этапе уравнения ионосферной модели интегрируются в прямом направлении по времени (от иТ0 до иТ) вдоль рассчитанной траектории дрейфа. Интервал времени
моделирования задавался равным 7-ми расчетным суткам с шагом интегрирования 3 мин.
Для получения вариаций полного электронного содержания над каждым п
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.