Входные параметры

О модели /

Входными параметрами модели выступают те физические величины, которые характеризуют воздействие внешней среды (ультрафиолетового и крайнего ультрафиолетового излучения Солнца, солнечного ветра, межпланетного магнитного поля) на моделируемый объект (верхнюю атмосферу Земли):

  1. Дата и мировое время начала рассчитываемого события
  2. Спектры солнечного ультрафиолетового (УФ) и крайнего ультрафиолетового (КУФ) излучения
  3. Солнечная активность
  4. Потоки высыпающихся из магнитосферы энергичных электронов
  5. Продольные токи и/или распределение потенциала электрического поля на границе полярной шапки
  6. Индексы магнитной активности Ap, Kp, Dst, AE, AL, AU
  7. Y- и Z-компоненты межпланетного магнитного поля (ММП)

Дата и мировое время начала рассчитываемого события

Эти параметры определяют взаимное расположение точки наблюдения и Солнца, обусловленное вращением Земли вокруг своей оси и вокруг Солнца. Кроме того, они помогают идентифицировать сами результаты расчетов.

Спектры солнечного ультрафиолетового (УФ) и крайнего ультрафиолетового (КУФ) излучения

УФ излучению, занимающему спектральную область между видимым и рентгеновским излучением, соответствуют длины волн в пределах от 400 до 10 нм. Область ультрафиолетового излучения условно делится на ближнюю (длины волн от 400 до 200 нм) и далекую, или крайнюю – КУФ (длины волн от 200 до 10 нм).

Основным источником ионизации атмосферы является КУФ излучение Солнца, или другими словами, фотоны с энергиями больше потенциалов ионизации нейтральных газов.

Среди атмосферных газов наименьшим потенциалом ионизации (выраженном в эВ), эквивалентным длине волны \lambda = 134 нм, обладает окись азота NO. И хотя содержание NO атмосфере сравнительно мало, эта компонента оказывает большое влияние на формирование нижней ионосферы. Это объясняется тем, что в спектре солнечного излучения существует линия L\alpha (Лаймон-альфа) с длиной волны \lambda = 121,6 нм, способная ионизовать только NO, но обладающая интенсивностью более чем на два порядка выше интенсивности других линий спектра.

Потенциалы ионизации остальных атмосферных компонент выше потенциала ионизации NO, а предельная длина волны ионизирующего излучения ниже требуемой для ионизации NO, следовательно, для нейтральных газов ионизирующим будет излучение с длиной волны \lambda = 134 нм.

На состояние атмосферы Земли влияет и более длинноволновое, УФ излучение, поглощаемое атмосферными газами. Особенно важной для формирования химического состава и теплового режима земной атмосферы является фотодисссоциация молекулярного кислорода, для которого пороговое значение длины волны диссоциирующего излучения равно 242,4 нм.

При численном моделировании процессов в верхней атмосфере потоки УФ и КУФ излучения Солнца задаются, как правило, в соответствии с какой-либо эмпирической моделью. Например, для задания КУФ излучения могут быть использованы модели, описанные в работах Иванова-Холодного и Нусинова (1987), Torr et.al., (1979), Hintereger et.al., (1981) и других.

Солнечная активность

Зависимость интенсивности линий излучения Солнца от солнечной активности может быть выражена через поток солнечного радиоизлучения на волне 10,7 см (F10,7). Однако связь между ним и потоками излучения является сложной, нелинейной и различной для разных участков спектра.

Потоки высыпающихся из магнитосферы энергичных электронов

Источниками высыпаний выступают солнечный ветер и плазма хвоста магнитосферы. Высыпающиеся частицы различаются как по энергиям, так и по значениям питч-углов (углов между вектором скорости частицы и геомагнитным полем). Проникнуть в атмосферу могут только те частицы, питч-угол которых меньше 90^\circ, т.е. которые могут двигаться вдоль силовых линий магнитного поля. Высыпания различают также по типу частиц на протонные и электронные.

Потоки частиц, высыпающиеся в полярной шапке из долей магнитосферного хвоста, называются полярным дождем и имеют характерные энергии порядка 100 эВ.

В области каспа наблюдаются высыпания мягких электронов входного слоя (слоя магнитосферы, заполняющего касп) и протонов с энергиями около 500 эВ. Потоки частиц в каспе на два порядка выше, чем в полярном дожде.

Авроральными частицами называются частицы, высыпающиеся в овале полярных сияний и имеющие энергии от 1 до 10 КэВ.

При проведении численных расчетов поведения параметров верхней атмосферы потоки высыпающихся энергичных частиц могут задаваться:

  • нулевыми при моделировании поведения параметров верхней атмосферы в низко- и среднеширотных областях при низкой геомагнитной активности;
  • по данных спутниковых наблюдений, проведенных для данного моделируемого события;
  • по какой-либо из эмпирических моделей высыпаний, например, описанной в работах Hardy et al. (1985), Fuller-Rowell and Evans (1987) и других, которые базируются на массивах данных спутниковых измерений при различной геомагнитной активности.
  • в соответствии с результатами расчетов, предварительно проведенных теоретическими моделями магнитосферы, например, глобальной MHD (MagnetoHydroDynamic) моделью.

Продольные токи и/или распределение потенциала электрического поля на границе полярной шапки

При обтекании магнитосферы солнечным ветром под действием силы Лоренца между ее краями создается разность потенциалов. Силовые линии геомагнитного поля эквипотенциальны и являются идеальными проводниками, поэтому в ионосферу свободно проникают заряды с вершин силовых линий. Продольные токи зоны 1, связанные с самыми внешними силовыми линиями геомагнитного поля, создают в полярной шапке равномерное электрическое поле, направленное с утра на вечер.

Распределение этих токов на границе полярной шапки может быть рассчитано по одной из эмпирических моделей (Weimer et. al., 1990, Boyle et. al., 1997), либо, например, из условия, что разность потенциалов поперек полярной шапки должна соответствовать данным наблюдений спутников или должна быть равна какому-либо постоянному значению, выбранному изходя из особенностей моделируемого периода.

Индексы магнитной активности Ap, Kp, Dst, AE, AL, AU

Для количественной оценки активности геомагнитного поля используются различные индексы.

Индекс К является одним из самых распространенных, и примерно соответствует логарифму изменения магнитного поля на данной обсерватории за трехчасовой интервал, при этом широтная зависимость амплитуды этого изменения исключается. Осреднением К-индексов, полученных различными обсерваториями, получают общепланетарный Kp–индекс. Активность геомагнитного поля за сутки может быть получена как суточная сумма Kp-индексов.

Индексы а и ap получаются путем перевода по специальным таблицам индексов К и Kp обратно в эквивалентные им амплитуды, из которых удалена широтная зависимость. Суточная сумма ap-индексов обозначается Ap.

Dst-индекс описывает возмущение геомагнитного поля во время бури (см. Dst-вариация).

Авроральные индексы AE, AL, AU характеризуют величину возмущения в высоких широтах. AU дает наибольшее превышение северной компоненты магнитного поля в данный момент над спокойным значением, AL – наибольшее понижение, AE – их сумма, характеризующая полный размах магнитного поля во время суббури в данный момент в высокоширотной области.

В численных моделях индексы магнитной активности могут входить в эмпирические формулы, отражающие зависимость входных параметров от геомагнитной активности.

Y- и Z-компоненты межпланетного магнитного поля (ММП)

Важной особенностью ММП является его секторная структура. Установлено, что два возможных направления ММП (к востоку от антисолнечного направления и обратное) сравнительно устойчивы, особенно при низкой солнечной активности. Поэтому в межпланетном пространстве существуют устойчивые секторы, магнитное поле которых характеризуется одновременно положительными или одновременно отрицательными радиальной Bx и азимутальной By компонентами в солнечно-эклиптической системе координат (ось x – на Солнце, y – к вечерней стороне Земли, z – к северу перпендикулярно плоскости эклиптики).

При повороте к югу Bz компоненты ММП из-за того, что эта компонента становится антипараллельной магнитному полю Земли, происходит пересоединение силовых линий геомагнитного поля. Что ведет к генерации электрического поля с утра на вечер и усилению продольных токов зоны 1.

Реклама