Магнитосферное электрическое конвекционное поле

Воздействие солнечного ветра на магнитосферу порождает внутри внутренней магнитосферы электрическое поле (r < 10 а; при радиусе Земли) — конвекцию поле-. Его общее направление – от рассвета до заката. Вращающаяся вместе тепловая плазма внутри внутренняя магнитосфера дрейфует ортогонально этому полю и геомагнитному полю B _o . Процесс генерации еще до конца не изучен. Одна из возможностей — вязкое взаимодействие солнечного ветра с пограничным слоем магнитосферы ( магнитопаузой ). Другим процессом может быть магнитное пересоединение. Наконец, возможен гидромагнитный динамо-процесс в полярных областях внутренней магнитосферы. Прямые измерения через спутники дали достаточно хорошее представление о структуре этого поля. Существует ряд моделей этой области.

Широко используемой моделью является модель Волланда-Штерна.

Описание модели

Он основан на двух упрощающих предположениях: во-первых, коаксиальное геомагнитное дипольное поле B. вводится Его силовые линии магнитного поля может быть представлен параметром оболочки

$L={\frac {r}{a\sin ^{2}\theta }}$ ( 1 )

где r - расстояние от Земли, a - радиус Земли и θ - совместная широта. Для r = a, θ — это широта нижней точки линии на земле. L = const — уравнение силовой линии магнитного поля, r = a L — радиальное расстояние линии на геомагнитном экваторе (θ = 90°). Во-вторых, предполагается, что электрическое поле может быть получено из электростатического потенциала Φ _c . Поскольку в высокопроводящей электрической плазме, такой как магнитосфера , электрические поля должны быть ортогональны магнитным полям, оболочка электрического потенциала параллельна магнитной оболочке. Отношение

$\Phi _{\mathrm {c} }={\frac {\Phi _{\mathrm {co} }}{2}}\left({\frac {L}{L_{m}}}\right)^{q}\sin(\tau -\tau _{\mathrm {co} })$ ( 2 )

выполняет это условие. Здесь $L_{m}={\frac {1}{\sin ^{2}\theta _{m}}}$ это сепаратриса отделяющее низкоширотную магнитосферу с замкнутыми силовыми линиями геомагнитного поля при θ ≥ θ _м от полярной магнитосферы с открытыми силовыми линиями магнитного поля (имеющими только одну точку опоры на Земле), а τ — местное время. θ _м ~ 20° — полярная граница авроральной зоны. q, Φ _co и τ _co — эмпирические параметры, определяемые из наблюдений. Уравнение ( 2 ) дает результат для системы координат, вращающейся вместе с Землей, причем ее геомагнитный экватор идентичен географическому экватору. Поскольку электрический потенциал симметричен относительно экватора, необходимо учитывать только северное полушарие. Общее направление потенциала — от рассвета к закату, Фсо _— полная разность потенциалов. Для перехода из вращающейся системы координат магнитосферы в невращающуюся систему τ необходимо заменить на долготу -λ.

Внутренняя магнитосфера

При числах q ~ 2, а Φ _co и τ _co возрастающих с ростом геомагнитной активности (например, Φ _co ~ 17 и 65 кВ и τ _co ~ 0 и 1 ч в геомагнитно спокойных и слегка возмущенных условиях соответственно), уравнение ( 2 ) справедливой на более низких широтах (θ > θm ₎ и внутри внутренней магнитосферы (r ≤ 10 а) является модель Волланда-Штерна (см. 1 а)).

Рисунок 1: Эквипотенциальные линии электрического конвекционного поля в экваториальной плоскости магнитосферы (слева) и суперпозиция конвекционного поля с полем совместного вращения (справа) в магнитоспокойных условиях.

Использование электростатического поля означает, что эта модель справедлива только для медленных временных изменений (порядка одного дня и более). Предположение о коаксиальном магнитном дипольном поле подразумевает, что можно моделировать только структуры глобального масштаба. Компоненты электрического поля получаются из

$\mathbf {E} =-\nabla \Phi$ ( 3 )

как

$${\begin{aligned}&E_{r}=-{\frac {q}{r}}\Phi _{\mathrm {c} }\\&E_{\theta }={\frac {2q}{r}}\cot \theta ~\Phi _{c}\\&E_{\lambda }=-{\frac {1}{r\sin \theta }}\cot(\lambda -\lambda _{\mathrm {co} })\Phi _{\mathrm {co} }\end{aligned}}$$

При наличии геомагнитного поля во вращающейся системе отсчета создается электрическое поле для компенсации силы Лоренца . Это так называемое электрическое поле совместного вращения, измеряемое наблюдателем, вращающимся вместе с Землей. С упрощающими условиями, приведенными выше, его потенциал равен

$\Phi _{r}=-{\frac {\Phi _{\mathrm {ro} }}{L}}$ ( 4 )

с Φ _ro = 90 кВ. Тепловая плазма во внутренней магнитосфере вращается вместе с Землей. В невращающейся системе отсчета он реагирует на сумму обоих полей.

$\Phi _{c}+\Phi _{r}$ ( 5 )

в уравнениях ( 2 ) и ( 4 ). Поскольку Φ _r уменьшается с расстоянием от Земли, а Φ _c увеличивается, конфигурация суммы обоих потенциалов имеет тороподобную внутреннюю область замкнутых эквипотенциальных оболочек, называемую плазмосферой , в которой остаются захваченными ионизированные частицы тепловой энергии (например, ). Действительно, свистовые наблюдения показали, что плотность плазмы внутри плазмосферы на несколько порядков выше, чем за пределами плазмопаузы, что составляет последняя закрытая эквипотенциальная оболочка (см. рис. 1б)). По форме наблюдаемой конфигурации плазмопаузы был определен показатель степени q = 2 в уравнении ( 2 ), а протяженность плазмопаузы убывающая с ростом геомагнитной активности, моделируется амплитудой Φ _co

Происхождение конвекционного поля

Возникновение поля электрической конвекции обусловлено взаимодействием плазмы солнечного ветра с геомагнитным полем . В полярных областях с открытыми силовыми линиями магнитного поля (где геомагнитное поле сливается с межпланетным магнитным полем ) солнечный ветер, протекающий через полярную магнитосферу, индуцирует электрическое поле, направленное от рассвета до заката. Разделение зарядов происходит на магнитопаузе. Эта область связана через последний параметр замкнутой оболочки L _m с областью ионосферного динамо. Таким образом, разрядные токи протекают через продольные электрические токи ( токи Биркеланда ) вдоль L _m в пределах области ионосферного динамо . Продольные токи втекают в ионосферу на утренней стороне и выходят из ионосферы на вечерней стороне. Изменчивость потока солнечного ветра определяет магнитосферную активность, обычно выражаемую степенью геомагнитной активности, наблюдаемой на Земле.

Полярная магнитосфера

Поле электрической конвекции в околоземной полярной области можно моделировать уравнением ( 2 ) с показателем степени q = - 1/2. У сепаратрисы в L _m ,Φ _c непрерывна. Однако происходит переворот поля, сопровождаемый продольными токами, что согласуется с наблюдениями. Изменение электрического поля при L _m ясно указывает на изменение направления дрейфа плазмы внутри внутренней и полярной магнитосферы. В более сложной модели был учтен авроральный овал между широтой примерно 15° и 20° (снова моделируемый коаксиальной авроральной зоной) как переходная зона между обращением поля. Область ионосферного динамо на высоте от 100 до 200 км представляет собой область, где ионы и электроны имеют разную подвижность. Таким образом, плазма становится электропроводной. Из-за геомагнитного поля существуют два вида электрических токов: токи Педерсена, E , и токи Холла, ортогональные E и B. параллельные Кроме того, существует значительное усиление электропроводности в области сияний в зависимости от геомагнитной активности, что влияет на параметр τ _co в уравнении ( 2 )

Поле электрической конвекции вызывает сильные электрические токи в полярных областях динамо (например, DP1 и DP2), которые можно моделировать с помощью модели. Проявлениями верхних атмосферных электрических токов являются соответствующие магнитные вариации на Земле. К сожалению, эта связь уникальна только для систем с горизонтально протекающим током. Например, вертикально текущие продольные токи практически не оказывают магнитного воздействия на землю. Модель позволяет разделить вклады обоих видов электрических токов. Полярные магнитные возмущения DP2 представляют собой преимущественно токи Холла. Авроральные электроджеты (DP1) магнитудами порядка нескольких сотен кА, текущие внутри зон сияний, состоят из токов Холла и токов Педерсена. Диссипация токов Педерсена вызывает джоулево тепло , которое передается нейтральному газу термосферы , создавая тем самым термосферные и ионосферные возмущения. Более длительные магнитосферные возмущения порядка нескольких часов или дней могут перерасти в термосферные и ионосферные бури глобального масштаба (например, ). Во время крупных магнитосферных возмущений большие количества ионосферной плазмы переносятся в полярную ионосферу электрическими конвекционными полями. , вызывая серьезные ионосферные аномалии и влияя на космическую погоду .

См. также

• Электрическое поле коротации