Поток электромагнитной энергии из солнечного ветра в магнитосферу Земли
Автор: Кузьминых Ю.В., Караваев Ю.А., Мишин В.М.
Журнал: Солнечно-земная физика @solnechno-zemnaya-fizika
Рубрика: Физика магнитосферы
Статья в выпуске: 12 т.1, 2008 года.
Бесплатный доступ
Существуют хорошо известные функции связи солнечный ветер - магнитосфера типа F(Xi), где Xi - наблюдаемые (измеряемые) параметры, которые могут оказывать существенное влияние на энергию и импульс, переносимые в магнитосферу из солнечного ветра. Некоторые из этих функций дают оценки потока энергии (здесь и далее поток Пойнтинга, е), например, е=еa - поток Пойнтинга по [1]. Различные функции F(Xi) используют широкий набор наблюдаемых параметров X, но даже наилучшие из этих функций не удовлетворительны. В этой связи авторы данной работы предлагают новый метод расчета потока Пойнтинга е=е*, основанный на параметрах Чи B L, которые доступны в настоящее время из наземных и спутниковых измерений, но ранее не использовались. Здесь Ч> и BL - магнитный поток через полярную шапку и магнитное поле в доле хвоста соответственно. Первые пробы нового метода дали обещающие результаты: a) найдено, что корреляция е* с соответствующими наблюдаемыми данными выше, чем аналогичная корреляция еa; б) калибровочный коэффициент в уравнении для е*, в противоположность коэффициенту для еa, может быть вычислен как функция переменных граничных и внутримагнитосферных условий.
Короткий адрес: https://sciup.org/142103314
IDR: 142103314
Текст научной статьи Поток электромагнитной энергии из солнечного ветра в магнитосферу Земли
Общее уравнение для ε имеет вид :
ε= ∫ (2 µ 0 ) -1 ( B L ) 2 V Э dS L , S L
где µ0 - магнитная постоянная, SL – полная площадь сечения двух д олей хвоста, пронизываемая «открытыми» магнитными силовыми линиями; BL - магнитное поле на SL, VЭ – скорость переноса энергии через поверхность dSL. Из (1), полагая Vэ=Vsw/2, лег- ко получить два равноправных уравнения, определяющие ε=ε′=ε*:
1 sw µ 0 S L
ε *= ε * = Ψ 1 < B L ) V sw , (3) µ 0
где Ψ 1 = ∫ B L dS L = 〈 B L 〉 S L /2 – переменная часть от - S L/2
крытого магнитного потока через полярную шапку , определяемая методом ТИМ -2 по данным наземных наблюдений . Калибровочный коэффициент S L из вестен [3]. Приравнивая правые части (2) и (3), по лучаем уравнение связи постоянных S L и < B L>, что позволяет найти пока постоянный калибровочный коэффициент < B L >.
Рисунок позволяет сравнить график изменения ε * в ходе супербури 20.11.2003 г . с соответствую щими данными , полученными лучшим из известных методов определения ε = ε a [1]. Сравнение выполне но по данным супербури 20.11.2003 г . в интервале 03:00–23:50 UT. В качестве эталона использованы модельные значения разности потенциалов на гра нице полярной шапки ∆ U , вычисленные по измере ниям на спутниках [5–7]. Следуя [8], мы полагали
∆ U 1 = c (µ 0 ε a V SW /4 π )1/2, (4)
∆ U 2 = c (µ 0 ε * V SW /4 π )1/2 (5)
Поток электромагнитной энергии из солнечного ветра в магнитосферу Земли
20.11.2003
3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 1415161718192021 222324 UT
Сплошная линия – Δ U 2
0 —|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 UT
Сравнение величин ∆ U 1 и ∆ U 2 с ∆ U ( см . пояснения в тексте ).
и вычислили коэффициенты корреляции r 1 и r 2: ∆ U с ∆ U 1, и ∆ U с ∆ U 2 соответственно .
Полученные значения r 1 = 0.796 ± 0.046 и r 2= 0.944 ± ±0.014 свидетельствуют в пользу метода ε = ε * ( см . рисунок ). Далее , на основе уравнений (2), (3) и (5), был вычислен коэффициент c в (4) и (5). С исполь зованием полученного значения c в (4) и (5), ряда значений параметров СВ по данным КА ACE за 20.11.2003 г . и упомянутого ряда значений ∆ U 2 были вычислены мгновенные значения B L( Ti ) в интервале (03:00-23:50) UT 20.11.2003 г . и получено регресси онное уравнение :
< B L > ( нТл ) = 5.57 ⋅ 10-3|AL| ( нТл ) + 8.63·10-1 P d ( нПа ) + + 11.5, (6)
где AL – индекс магнитной активности .
Уравнение (6) позволяет использовать в (3) пе ременные значения < B L> вместо постоянного ка либровочного коэффициента .
В целом , первые тесты нового метода дали обе щающие результаты : а ) корреляция ε * с соответст вующими данными наблюдений оказывается выше , чем аналогичная корреляция ε A; б ) калибровочный коэффициент в уравнении для ε *, в отличие от εа , вычисляется как функция переменных граничных и внутримагнитосферных условий .
