Многофакторный анализ магнитного поля, давления плазмы и электрического потенциала конвекции в магнитосфере

На правах рукописи

МНОГОФАКТОРНЫЙ АНАЛИЗ МАГНИТНОГО ПОЛЯ, ДАВЛЕНИЯ ПЛАЗМЫ И ЭЛЕКТРИЧЕСКОГО ПОТЕНЦИАЛА КОНВЕКЦИИ В МАГНИТОСФЕРЕ

Специальность 25.00.29– Физика атмосферы и гидросферы

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени

кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург

2006

Работа выполнена в Санкт-Петербургском Государственном Университете

Научный руководитель: д. ф.-м. н.,профессор

Научно-исследовательский институт физики

СПбГУ

Официальные оппоненты: д. ф.-м. н.

Институт земного магнетизма, ионосферы и

распространения радиоволн им.

РАН (г. Троицк)

д. ф.-м. н.

Мурманский Государственный технический

университет

Ведущая организация: Институт Физики Земли им.

РАН (г. Москва)

Защита диссертации состоится «26» сентября 2006 г. в 14 час. 30 мин.

на заседании диссертационного совета Д 002.237.01 при Институте земного

магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. РАН по адресу: 142190 г. Троицк Московской области, ИЗМИРАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИЗМИРАН

Автореферат разослан «11» августа 2006 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета

д. ф.-м. н.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Диссертация посвящена исследованию влияния геофизических факторов на распределение магнитного и электрического полей и давления плазмы в магнитосфере Земли.

Актуальность темы. Пространственно-временные распределения магнитного и электрического полей и давления плазмы в околоземном пространстве определяют электромагнитную погоду в магнитосфере Земли. Эти распределения являются предметом многочисленных теоретических и экспериментальных исследований. Их пытаются конкретизировать с помощью спутниковых и радарных измерений, а также на основе комплексных наземных наблюдений. Временная динамика этих полей, токовых систем и давления плазмы взаимосвязаны между собой. В периоды магнитосферных суббурь и магнитных бурь электрическое поле и суммарные токи в магнитосферно-ионосферных токовых системах меняются очень резко. За несколько минут разность потенциалов через полярную шапку может измениться от 10 до 100-150 киловольт, а интегральный ток в авроральном овале от 105 до 107 ампер. Одновременно резко меняется пространственное распределение заряженных частиц, захваченных геомагнитным полем. Всплеск полей и токов вызывает сбои в работе спутниковых систем, а также в работе трубопроводов и линий электропередач.

Характеристики полей и токов в околоземной среде связаны между собой, а также с параметрами солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП). К настоящему времени проведено большое количество исследований по связи характеристик электромагнитного поля магнитосферы и токов в ней с этими параметрами и с геофизическими явлениями (полярные сияния, высыпание частиц, радиационные пояса, ионосферные возмущения и т. п.). Основными количественными характеристиками, которыми оперируют исследователи, являются индексы геомагнитной активности, индексы солнечной активности и параметры межпланетной среды (скорость и плотность солнечного ветра, компоненты вектора ММП). Чаще всего, при таких исследованиях используется множественный корреляционный анализ, на основе которого выделяются наиболее значимые параметры межпланетной среды, позволяющие проводить моделирование магнитосферных полей и токов, а также строить гипотезы относительно механизмов их генерации.

Целью настоящей работы является проведение многофакторного анализа временного поведения важнейших магнитосферных параметров: электрического потенциала ионосферной конвекции, конфигурации и интенсивности магнитосферного магнитного поля, дрейфовых траекторий частиц и плазменного давления во внутренней магнитосфере Земли. Такой метод позволяет изучить влияние отдельного фактора в тех случаях, когда остальные факторы мало меняются. В данной работе ставилась также задача построения изолиний электрического потенциала, которые определяют конвекцию плазмы в высокоширотной ионосфере и изучение зависимости этого потенциала от условий в солнечном ветре и от состояния геомагнитного поля. Одновременно решалась задача по определению зависимости пространственного положения центров конвективных вихрей в высокоширотной ионосфере от ситуации в межпланетной среде вблизи магнитосферы Земли и от геомагнитной активности.

На защиту выносятся следующие положения:

1.  Пространственно-временное распределение магнитосферного магнитного поля зависит от геофизической ситуации, которая наилучшим образом может характеризоваться индексами геомагнитной активности Dst и Kp. Влияние вертикальной Bz компоненты межпланетного магнитного поля на это распределение, при заданных значениях Dst и Kp индексов, мало.

2.  Усиление динамического давления плазмы солнечного ветра уменьшает размер области стабильного захвата заряженных частиц магнитосферным магнитным полем, а широта ионосферной проекции внешней границы этой области захвата, согласуется с широтой экваториальной границы овала полярных сияний.

3.  Динамическое давление плазмы солнечного ветра является основным фактором, определяющим степень расщепления дрейфовых оболочек заряженных частиц, захваченных геомагнитным полем, а также величину давления и полного энергосодержания плазмы в области внутренней магнитосферы Земли.

4.  Разность потенциалов через полярную шапку при ситуации в межпланетном магнитном поле Bz >0 пропорциональна величине динамического давления плазмы солнечного ветра вблизи магнитосферы Земли.

Научная новизна

Построена пространственно-временная картина силовых линий геомагнитного поля в магнитосфере, в периоды различных геофизических ситуаций, на основе использования современной базы экспериментальных данных. Установлено, что наиболее тесно изменение конфигурации магнитных силовых линий связано с временной динамикой Dst и Kp – индексов геомагнитной активности.

Установлено, что область стабильного захвата заряженных частиц геомагнитным полем уменьшается как при интенсификации геомагнитной бури, так и при усилении динамического давления плазмы солнечного ветра.

Исследовано расщепление дрейфовых оболочек заряженных частиц на основе модели магнитного поля Остапенко-Мальцева, описывающей его распределение в объеме внутренней магнитосферы. Установлено, что на это расщепление наиболее сильно влияет динамическое давление плазмы солнечного ветра.

Впервые, на основе геомагнитных данных, получено распределение давления плазмы во внутренней магнитосфере. Установлено, что само это давление, в первую очередь, связано с динамическим давлением плазмы солнечного ветра и с депрессией геомагнитного поля во время магнитной бури.

Установлено также, что полное энергосодержание плазмы во внутренней магнитосфере наиболее тесным образом связано с динамическим давлением плазмы солнечного ветра.

Научная и практическая значимость. Результаты проведенных исследований важны для понимания сложных взаимосвязанных процессов в системе солнечный ветер – магнитосфера – ионосфера. Именно многофакторный анализ, включающий такие параметры, как компоненты вектора ММП, скорость солнечного ветра, индексы геомагнитной активности и др., позволяет определить, что именно в наибольшей степени ответственно за те или иные временные и пространственные изменения в этой системе. Полученные в результате данного исследования сведения будут способствовать развитию более содержательных и более точных количественных моделей магнитосферно-ионосферной системы. Найденные новые корреляционные связи позволят более точно проводить контроль электромагнитной погоды в околоземном пространстве с целью борьбы с её негативным воздействием на работу космических и наземных технических систем.

Личный вклад автора. Автор принимал участие в постановке задачи, выбирал и обрабатывал экспериментальный материал, разрабатывал компьютерные программы. Все результаты, изложенные в диссертации, получены автором самостоятельно.

Апробация работы. Материалы диссертации докладывались и обсуждались на научных семинарах НИИФ СПбГУ и следующих Российских и международных конференциях:

1.  XX Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль 1997 г., Апатиты.

2.  Workshop «Space Radiation Environment Modelling: New Phenomena and Approaches», октябрь 1997 г., Москва.

3.  XXI Апатитский семинар «Физика авроральных явлений», март 1998 г., Апатиты.

4.  International Conference on Problems of Geocosmos, июнь-июль 1998 г., Санкт-Петербург.

5.  XXII Апатитский семинар «Физика авроральных явлений», март 1999 г., Апатиты.

6.  Chapman Conference on Space Weather, март 2000 г., Флорида, США.

7.  5th International Conference on Substorms, май 2000 г., Санкт-Петербург.

8.  International Conference on Problems of Geocosmos, май 2000 г., Санкт-Петербург.

9.  XXIV Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль-март 2001 г., Апатиты.

10.  XXVI Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль 2003 г., Апатиты.

Публикации: По теме диссертации опубликовано 13 работ

ОБЪЕМ И СТРУКТУРА РАБОТЫ

Диссертация состоит из введения, 3-х глав, заключения и списка литературы. Работа содержит 99 страниц машинописного текста, 32 рисунка, библиографию из 119 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обоснована актуальность темы диссертационной работы, сформулированы её цель и задачи, а также положения, выносимые на защиту. Кратко изложена структура и содержание работы, дается характеристика научной новизны и практической значимости результатов.

В главе первой исследуется потенциальное электрическое поле, являющееся причиной конвекции плазмы в высокоширотной ионосфере, и разность потенциалов этого поля через полярную шапку. В среднем, пространственное распределение потенциала электрического поля имеет классическую двухвихревую структуру, где центры вихрей соответствуют максимальному и минимальному значениям потенциала. Эти центры находятся приблизительно на границе полярной шапки: максимум положительного потенциала располагается на утренней границе, а минимум – на вечерней. Разность потенциалов между центрами вихрей иногда принято называть потенциалом конвекции или потенциалом полярной шапки. Потенциал полярной шапки является ключевым параметром для описания состояния магнитосферно-ионосферной токовой системы.

В п.1.1. представлен краткий обзор имеющихся работ, посвященных исследованию этой проблемы. В настоящей работе используются данные измерений электрического поля на спутнике DE( Dynamics Explorer) 2, они (10 миллионов измерений за полтора года наблюдений) представлены в п.1.2. Потенциал электрического поля определялся на основе интегрирования этого поля, измеренного вдоль траектории спутника. Значения потенциала усреднялись в пространственных ячейках: 2° геомагнитной широты, 2 часа местного времени MLT. Исследование проводилось в нескольких узких диапазонах геофизических параметров, которые были взяты из известной базы данных OMNI.

Входными параметрами были выбраны: компоненты By, Bz вектора ММП; концентрация плазмы в солнечном ветре N; скорость солнечного ветра V; их комбинация – динамическое давление плазмы солнечного ветра psw =mNV2; электрическое поле в солнечном ветре, направленное c утра на вечер, Eyr = -VBs, где Bs - вертикальная компонента ММП, определяемая в форме Bs = 0 при Bz ≥ 0 и Bs = Bz при Bz < 0, а также Dst, АЕ и Kp индексы геомагнитной активности. Выходными параметрами являлись: разность потенциалов U между утренним и вечерним центрами конвективных вихрей и координаты пространственного положения этих центров: их геомагнитные широты (LATm; LATe) и их местное время (LTm ; LTe). Здесь индекс m, относится к утреннему центру, а индекс e – к вечернему.

На основе многофакторного корреляционного анализа были исследованы: разность потенциалов через полярную шапку и местоположение конвективных вихрей при средних геофизических условиях (п.1.3.1); изменение этих параметров в зависимости от условий в солнечном ветре (пп.1.3.2 – 1.3.7); изменение этих параметров в зависимости от геомагнитной активности (п.1.4). Было установлено, что потенциал конвекции ионосферной плазмы растет с усилением южной (Bz < 0) вертикальной компоненты вектора ММП и остается практически постоянным при её северной ориентации (Bz > 0). При большой амплитуде северной вертикальной компоненты вектора ММП двухвихревая картина потенциала переходит в четырехвихревую. Также было установлено, что потенциал конвекции теснее всего связан с электрическим полем солнечного ветра и его амплитуда растет, когда это поле направленно с утра на вечер. При ситуации в ММП Bz > 0, этот потенциал линейно растет с увеличением динамического давления плазмы солнечного ветра. Получена следующая двухпараметрическая формула, связывающая разность потенциалов через полярную шапку с направленным на вечер электрическим полем солнечного ветра и динамическим давлением солнечного ветра:

DU = 19.9 +15.3 Eyr +5.1 psw

Установлено также, что эта разность потенциалов теснее связана с AE и Kp индексами геомагнитной активности, чем с Dst индексом, а широты центров конвективных вихрей сильнее всего зависят от направления Ву компоненты вектора ММП. Связь широт центров утреннего и вечернего вихрей с амплитудой By выражается следующими корреляционными соотношениями: LATm=750¡ 0.54 Ву, LATе=75.50 ± 0.27 Ву, где верхний знак относится к северному полушарию, а нижний к южному. При этом разность потенциалов не зависит от знака Ву, а с усилением геомагнитной активности (с увеличением AE и Kp индексов и с уменьшением Dst индекса) широта центра утреннего вихря растет, а вечернего, наоборот, уменьшается.

В п.1.5 обсуждаются результаты проведенного исследования и сравниваются с результатами, полученными другими авторами. В отличие от их результатов, выполненное исследование показало, что разность потенциалов через полярную шапку не зависит от сезонов года.

В главе второй (п. 2.1) диссертации 68000 трехкомпонентных измерений магнитного поля из базы данных [5] были использованы для построения силовых линий в магнитосфере на расстояниях 10RE > x > -40 RE . Магнитное поле в магнитосфере определяется суммой полей B = Bint + Bext, где Bint - поле токов, текущих внутри Земли, и Bext – поле токов, текущих в околоземном пространстве выше земной поверхности.

В качестве Bint принималось дипольное магнитное поле Земли и расчеты ограничивались областью 10 RE > x > -40 RE, |y| < 20 RE, |z| < 20 RE, r > 3 RE. На расстояниях x > -10 RE использовались данные из солнечно-магнитной (SM) системы координат с осью z, антипараллельной земному диполю. В хвосте (x < -10RE) использовалась солнечно-магнитосферная (GSM) система координат с осью x, направленной к Солнцу. Измерения Bext из [5] были усреднены внутри кубических ячеек с линейными размерами вдоль радиуса Земли = 2 RE. Силовые линии магнитного поля были построены для различных уровней геомагнитной активности, что соответствовало разным условиям в солнечном ветре и ММП. В пп. 2.1.1 и 2.1.2. представлена информация о проблеме расчета таких силовых линий и методика их построения.

В п. 2.1.3 описываются построенные силовые линии геомагнитного поля для средних

геофизических условий: <Dst> = -16 нТл, <Kp> = 2.2, <Psw>= 2.2 нПа, <ZIMF>= 0 нТл. В п. 2.1.4 рассматривается влияние наклона земного диполя на структуру силовых линий геомагнитного поля. Для этого отбирались данные при угле наклона диполя ½Y½ > 20°. Среднее значение ½Y½ в таком массиве данных было равно 27°; остальные геофизические параметры близки к средним значениям для данных всей базы [5]. Присутствует сильная магнитная несопряженность областей северного и южного полушарий в области полночи: силовая линия геомагнитного поля, выходящая из зимнего полушария на широте 76°, приходится на широту ~71° в полушарии, где в это время лето.

В п. 2.1.5 рассматривается влияние геомагнитной бури на конфигурацию силовых линий магнитного поля. В этом случае отбирались данные, полученные при условии Dst < -50 нТл. Средние величины параметров в таком массиве оказались равными: Dst = -74 нТл, Kp = 4.3, Psw = 3.4 нПа, ZIMF = -2.2 нТл, что соответствует параметрам умеренной геомагнитной бури. Сравнивая силовые линии геомагнитного поля при средних геомагнитных условиях и при условии бури, было обнаружено, что во время магнитной бури форма магнитосферы значительно изменяется. Происходит эрозия дневной части магнитосферы: дневные полярные каспы смещаются к экватору (если при средних геофизических условиях средняя широта каспа равна ~ 78°, то при возмущенных условиях эта широта уменьшается примерно до ~ 69°), а магнитное поле в хвосте магнитосферы увеличивается. Проведено сопоставление рассчитанной картины силовых линий магнитного поля с картиной силовых линий, полученных в модели [9] с учетом модификации [10]. Модели [9, 10] зависят от пяти параметров: Dst-индекса геомагнитной активности, динамического давления солнечного ветра, By и Bz компонент вектора ММП и угла наклона земного диполя. Оказалось, что при средних условиях модели [9, 10] практически не отличаются от чисто эмпирической модели, рассматриваемой в данной работе, тогда как для магнитных бурь эти две модели сильно отличаются друг от друга. Наиболее велики различия в области каспа: эмпирическая модель дает его широту во время магнитной бури ~ 69°, в то время как модели [9, 10] ~ 75°.

Для выявления влияния каждого из геофизических параметров на конфигурацию магнитосферы в п. 2.1.6 исследованы несколько случаев, когда изменялся лишь один из параметров, в то время как остальные оставались средними. При этом полный массив данных, включающий 68000 магнитных измерений, делился на два приблизительно одинаковых массива таким образом, чтобы три средних геофизических параметра в каждом массиве были одинаковы. Отличаться должен был лишь один параметр. Построив силовые линии для каждого из этих двух массивов, можно увидеть - какое влияние оказывает этот один параметр.

Оказалось, что сильнее всего конфигурация магнитных силовых линий связана с изменением Dst и Kp-индексов геомагнитной активности. Снижение широты каспа на 1° может быть связано либо с понижением индекса Dst на 14 нТл, либо с увеличением индекса Кр на 0.8. Рост динамического давления солнечного ветра приводит к уменьшению размеров магнитосферы и к усилению асимметрии день-ночь на расстояниях 6-10 RE. Вертикальная Bz компонента вектора ММП, в среднем, по всем фазам магнитосферной суббури, практически не влияет на конфигурацию силовых линий геомагнитного поля в магнитосфере, при условии, что Dst и Kp индексы геомагнитной активности и давление плазмы фиксированы.

В п. 2.2, в рамках эмпирической модели магнитного поля [1], зависящей от Dst-индекса геомагнитной активности и от динамического давления солнечного ветра, рассчитано поведение контура В=Bs в экваториальной плоскости магнитосферы, где Bs - магнитное поле в подсолнечной точке. Этот контур примерно совпадает с внешней границей области стабильного захвата энергичных частиц с питч-углом 90°. При этом оказалась видна общая тенденция к уменьшению области стабильного захвата частиц с усилением, как буревой депрессии геомагнитного поля, так и динамического давления солнечного ветра. Оказалось, что оба фактора примерно в равной степени влияют на размеры области стабильного захвата частиц, а уменьшение расстояния до границы области захвата имеет место во всех долготных секторах. В полдень граница области стабильного захвата соприкасается с подсолнечной точкой границы магнитосферы. Расстояние до этой точки может уменьшиться от 10-11 RE в спокойное время (Dst = 0, p = 2 нПа) до ~4 RE во время очень сильных бурь (Dst = -600 нТл). Ночью, в спокойное время, граница стабильного захвата для частиц с питч-углом в экваториальной плоскости приходится на расстояние ~7 RE. Увеличение давления плазмы солнечного ветра до 15 нПа смещает эту границу на расстояние ~5 RE. Буря с Dst = -600 нТл может приблизить ее до 4 RE и ближе. Ионосферная проекция внешней границы области стабильного захвата, рассчитанная с помощью эйлеровых потенциалов, сильнее зависит от Dst-вариации, чем от давления солнечного ветра. Зависимость широты этой проекции от геомагнитной депрессии в период магнитной бури примерно такая же, как у экваториальной кромки аврорального овала. Физической причиной уменьшения области стабильного захвата является усиление токов на магнитопаузе и в хвосте магнитосферы.

Магнитное поле в магнитосфере равно сумме полей от магнитосферных токовых систем и от токов, текущих в Земле. Магнитосферные токи состоят из токов на магнитопаузе, кольцевого тока, магнитосферно-ионосферных токов в высокоширотной ионосфере и токовой системы в хвостовой части магнитосферы. Чтобы понять природу этих токов, необходимо исследовать поведение плазмы внутри магнитосферы, чему и посвящена Глава 3 диссертации.

В п. 3.1 обоснована важность изучения характеристик плазмы во внутренней части магнитосферы и дан краткий анализ существующих работ по данной теме. В п. 3.2 описана эмпирическая модель магнитного поля [7], на основе которой рассчитывались дрейфовые траектории частиц с различными питч-углами и восстанавливалось давление плазмы во внутренней магнитосфере. Модель построена на основе той же базы данных [5], содержащей 68000 трехкомпонентных измерений магнитного поля. Её применение ограничено областью магнитосферного пространства: 3 RE < (x2 + y2)1/2 < 10 RE, |z| < 7 RE в солнечно-магнитосферной системе координат. Магнитное поле в модели представлено в виде полинома 4-го порядка от геоцентрического расстояния. Коэффициенты при каждом члене полинома представлены в виде линейной комбинации от пяти параметров: Dst и Kp индексов геомагнитной активности, вертикальной составляющей вектора межпланетного магнитного поля, динамического давления плазмы солнечного ветра, угла наклона земного диполя

В п. 3.3 рассчитываются дрейфовые траектории частиц с различными питч-углами, при различных уровнях геофизической возмущенности, на основе эмпирической модели [7]. В п. 3.3.1 рассчитываются дрейфовые траектории частиц с различными питч-углами при средних геофизических условиях. В п. 3.3.2 строится расщепление дрейфовых оболочек, которое сравнивается с расщеплениями, полученными в моделях Мида [8]и Цыганенко [3]. Расщепление дрейфовых оболочек, полученное из модели Остапенко и Мальцева [7], занимает промежуточное положение между расщеплениями, полученными из моделей Мида и Цыганенко. В п.3.3.3 рассматриваются дрейфовые траектории частиц и их изменение при возмущении одного из геофизических параметров на величину его двойной дисперсии при условии, что все остальные параметры остаются неизменными. Оказалось, что чем больше питч-угол частицы, тем сильнее она чувствует изменение исследуемых параметров. Наиболее сильное влияние на дрейфовые траектории частиц и на расщепление дрейфовых оболочек оказывает динамическое давление солнечного ветра.

В п. 3.4 изучается давление плазмы в магнитосфере в зависимости от геофизической активности. Уравнение, связывающее ток, магнитное поле и давление плазмы, имеет вид:

,

где p^ и p|| - компоненты тензора давления поперек и вдоль магнитного поля. До сих пор измерение плазменного давления в магнитосфере велось с помощью спутников, на которых устанавливались счетчики частиц. Радиальный профиль поперечного и продольного давлений в экваториальной плоскости на расстояниях от 2.3 RE до 9 RE для спокойных условий был получен в работе [6]. Однако в настоящее время прямых измерений недостаточно, чтобы понять зависимость распределения давления от геомагнитной активности и параметров солнечного ветра. Однако можно рассчитать давление, используя магнитные измерения, которых накоплено достаточно много. Для этих целей использовались две версии эмпирической модели магнитного поля [7] и [2], основанные на базе данных [5].

П. 3.4.1 включает в себя основные уравнения для решения поставленной задачи. В п. 3.4.2 строятся профили давления на полуденном и полуночном меридианах в экваториальной плоскости магнитосферы при спокойных геофизических условиях, и они сравниваются с экспериментальными профилями, полученными в работе [6]. Обнаружено хорошее совпадение рассчитанных и экспериментальных профилей. В п. 3.4.3 рассматривается изменение профиля давления при изменении какого-либо одного из геофизических параметров. Исследование зависимости профиля от Dst, Kp –индексов геомагнитной активности, а также от динамического давления плазмы солнечного ветра и вертикальной компоненты вектора ММП показало, что основные изменения в профиль плазменного давления вносят давление солнечного ветра и Dst –индекс, причем влияние Dst проявляется на малых геоцентрических расстояниях, а Psw - на больших.

В п. 3.4.5 рассчитывается полное энергосодержание плазмы во внутренней магнитосфере. Результат вычислений можно представить в виде следующей аппроксимационной формулы:

, (1)

где величины с тильдой – это нормализованные параметры, pps - поперечное давление плазмы на расстоянии 10 RE в полночь, то есть, в ближней части плазменного слоя, в нПа. Сравнивая коэффициенты перед нормализованными параметрами, входящими в эту формулу, можно оценить удельный вклад каждого указанного параметра в полное энергосодержание магнитосферной плазмы на удалении от центра планеты от 3 до 10 радиусов Земли. Вклад давления плазмы солнечного ветра оказался самым большим. Такой неожиданный результат необходимо было проверить, сделав все расчеты на основе модели магнитного поля Цыганенко T-01 [11, 12]. Эти расчеты приведены в п. 3.3.6, где получена формула (2) для полного энергосодержания , подобная формуле (1):

K = (4.05 – 1.07 + 4.77 + 1.66 pps) ´ 1015 J (2)

Таким образом, и в рамках модели магнитного поля Цыганенко T-01 получается, что полное энергосодержание во внутренней магнитосфере связано с динамическим давлением солнечного ветра в несколько раз сильнее, чем с Dst-индексом геомагнитной активности. Этот результат представляется неожиданным, поскольку часто полагается, что магнитное возмущение во время магнитной бури связано с усилением кольцевого тока, а амплитуда возмущения пропорциональна полному энергосодержанию заряженных частиц, захваченных геомагнитным, согласно [4]. Однако те немногие измерения профилей магнитосферного давления, которые проводились во время магнитных бурь не позволяют однозначно определить, какой из факторов ответственен за возрастание этого энергосодержания, поскольку в анализируемых событиях происходило повышение как индекса Dst, так и рsw.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ сформулированы основные выводы диссертации:

1. На основе измерений спутника Dynamics Explorer 2 получена картина пространственно-временного распределения потенциала электрического поля в высокоширотной ионосфере, которая адекватна картине распределения конвекции ионосферной плазмы. Изучено влияние различных геофизических факторов на параметры этой конвекции: положение центров вихрей конвекции и динамики разности потенциалов через полярную шапку. Получено, что разность потенциалов через полярную шапку сильнее всего зависит от электрического поля в солнечном ветре, направленного с утра на вечер. При северном направлении вертикальной компоненты вектора ММП эта разность потенциалов линейно растет с увеличением динамического давления солнечного ветра. Она более сильно связана с AE и Kp индексами геомагнитной активности, чем с Dst индексом.

Широты вихрей конвекции сильнее всего зависят от направления Ву компоненты вектора ММП. При большой отрицательной амплитудее By компоненты вектора ММП вся шапка в северном полушарии смещается на вечернюю сторону полярной шапки, а при большой положительной амплитуде – на её утреннюю сторону. В южном полушарии присутствует обратная ситуация. Разность потенциалов через полярную шапку не зависит от знака Ву компоненты вектора ММП.

2. На основе обширной базы данных спутниковых магнитных измерений в околоземном пространстве, построены эмпирические силовые линии магнитного поля в магнитосфере. Изучено влияние различных факторов на геометрию магнитосферы и установлено, что в наибольшей степени конфигурация магнитных силовых линий связана с изменением Dst и Кр-индексов геомагнитной активности. На асимметрию магнитного поля утро-вечер сильнее всего влияет динамическое давление солнечного ветра.

3. В рамках эмпирической модели магнитосферного магнитного поля, зависящего от Dst-индекса геомагнитной активности и динамического давления солнечного ветра, рассчитано поведение внешней границы области стабильного захвата частиц этим полем. Получено, что область стабильного захвата уменьшается как при интенсификации геомагнитной бури, так и при усилении давления солнечного ветра. Ионосферная проекция границы стабильного захвата частиц магнитным полем, рассчитанная с помощью эйлеровых потенциалов, близка к экваториальной кромке аврорального овала.

4. На основе эмпирической модели магнитосферного магнитного поля, зависящего от пяти параметров, рассчитаны дрейфовые траектории частиц во внутренней магнитосфере Земли и расщепление их дрейфовых оболочек. Получено, что сильнее всего на расщепление влияет питч-угол частицы. Из геофизических параметров наиболее сильно на расщепление влияет динамическое давление плазмы солнечного ветра

5. На основе экспериментальных магнитных данных восстановлено давление плазмы во внутренней магнитосфере. Выявлено, что это давление сильнее всего связано с Dst-индексом геомагнитной активности и динамическим давлением плазмы солнечного ветра. Рассчитано полное энергосодержание частиц во внутренней магнитосфере. Показано, что на это энергосодержание наибольшее влияние оказывает динамическое давление плазмы солнечного ветра.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. E. Yu. Feshchenko, Yu. P.Maltsev, Erosion of the inner magnetosphere during geomagnetic storms // Annales Geophysicae, V. 15, No 12, p. , 1997

2. , , Восстановление плазменного давления в магнитосфере из магнитных данных // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 2, С. 43-50, 1998.

3. , , Уменьшение области стабильного захвата во время геомагнитной бури // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 3, С. 1-9, 1998.

4. E. Yu. Feshchenko, Yu. P. Maltsev, A. A.Ostapenko, Energetic particle drifts in the multifactor model of the magnetosphere // Proceedings of the 21st Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 24-27 March, 1998, PGI, p. 35-38, 1998.

5. , , Эмпирическая модель магнитного поля и плазменного давления в магнитосфере // в сб. "Моделирование процессов в верхней полярной атмосфере", ПГИ КНЦ, Мурманск, С. 3-28, 1998.

6. E. Yu. Feshchenko, Yu. P. Maltsev, A. A.Ostapenko, Direct restoring of magnetic field lines in the magnetosphere from observation data // Proceedings of the 22nd Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 23-26 March, 1999, p. 22-25, 1999.

7. A. A. Arykov, Yu. P. Maltsev, A. A. Ostapenko, E. Yu. Feshchenko, Mutual position of drift trajectories and projections of geomagnetic latitudes in the magnetosphere // Radiation Measurements, V. 30, 529-535, 1999.

8. E. Yu. Feshchenko, Yu. P. Maltsev, A. A. Ostapenko, Dependence of the magnetospheric magnetic field on the storm activity // Proc. of the Fifth Int. Conf. on Substorms, St. Petersburg, Russia, 16-20 May, 2000, ESA SP-443, Noordwijk, The Netherlands, p. 431-434, 2000.

9. , , Эмпирические магнитные силовые линии // Геомагнетизм и аэрономия, Т.40, № 6. C. 89-94, 2000.

10. E. Y. Feshchenko, Y. P. Maltsev, Radial profile of the magnetospheric plasma pressure extracted from magnetic field data // J. Geophys. Res., 106, No A10, , 2001.

11. E. Y. Feshchenko, Y. P. Maltsev, Electric potential of the ionosphere-magnetosphere convection, Proceedings of the 24th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 27 February-2 March, 2001, p. 51-54, 2001.

12. Feshchenko E. Yu. and Maltsev Yu. P., Relation of the polar cap voltage to the geophysical activity // Proc. of the 26th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 25-28 February, 2003, Preprint PGI . P. 59-61, 2003.

13. , , Распределение электрического потенциала в высокоширотной ионосфере при различных геофизических условиях // Геомагнетизм и аэрономия, т. 45, №2, 225-233, 2005.

Литература

1.  , , Эмпирическая модель магнитного поля в экваториальной плоскости внутренней магнитосферы // Геомагнетизм и аэрономия // Т. 36, N 2, С. 131-134, 1996.

2.  , , Модель магнитного поля во внутренней магнитосфере Земли // Геомагнетизм и аэрономия., T.36, № 5, С.35-42, 1996.

3.  , , Моделирование дрейфа энергичных частиц в реальной магнитосфере вблизи геосинхронной орбиты// Геомагнетизм и аэрономия, T.31, № 5, с.775-779, 1991.

4.  Dessler, A. J., and E. N. Parker, Hydromagnetic theory of geomagnetic storms // J. Geophys. Res., 64, , 1959.

5.  Fairfield, D. H., N. A. Tsyganenko, A. V. Usmanov, and M. V. Malkov, A large magnetosphere magnetic field database // J. Geophys. Res., 99, 11319, 1994.

6.  Lui A. T.Y., Hamilton D. C., Radial profiles of quiet time magnetospheric parameters // J. Geophys. Res., V.97, No A12, рр., 1992.

7.  Ostapenko, A. A., and Y. P. Maltsev, Relation of the magnetic field in the magnetosphere to the geomagnetic and solar wind activity // J. Geophys. Res., 102, 17467, 1997.

8.  Roederer J. G., On the adiabatic motion of energetic particles in a model magnetosphere // J. Geophys. Res., V. 72, No 3,. рр. 981-992, 1967.

9.  Tsyganenko N. A., Modeling the Earth's magnetospheric magnetic field confined with a realistic magnetopause // J. Geophys. Res. V. 100. No A4. P. 55

10.  Tsyganenko N. A., Effects of the solar wind conditions on the global magnetospheric configuration as deduced from data-based field models // Proceedings of the Third International Conference on Substorms (ICS-3), Versailles, France, 12-17 May 1996. P. 1

11.  Tsyganenko, N. A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry, 1, Mathematical structure // J. Geophys. Res., 107, No A8, 10.1029/2001JA 2002a.

12.  Tsyganenko, N. A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry, 2, Parameterization and fitting to observations // J. Geophys. Res., 107, No A8, 10.1029/2001JA 2002b