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 | УДК: 550.385
Electromagnetic energy flux from the solar wind in to the Earth's magnetosphere
There are well-known functions of the solar wind - magnetosphere coupling of type F(Xi) where Xi are the observed (measured) parameters which can presumably influence on energy and impulse transferred into the magnetosphere from the solar wind. Some of the functions give estimates of the energy flux (thereinafter Poynting flux, e), e.g., e=ea is the Poynting flux from [1]. The various functions F(Xi) use wide set of the observed parameters Xi but even the best of these functions are not sufficient. In this connection, the authors of this study suggest a new method of calculation of the Poynting flux e=e*, based on the parameters 4> and BL, which are available presently from the ground-based and satellite measurements, but were not used earlier. Here 4> and BL are the magnetic flux through the polar cap and the magnetic field in the tail lobe, respectively. The first tests of the new method gave the promising results: a) the correlation of e* with appropriate observed data was found to be higher than that of ea; b) the calibrating coefficient in equation for e*, in contrast to those for ea, can be calculated as the function of the variable boundary and intra-magnetosphere conditions.
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 .
