Физика межпланетного и околоземного пространства. Веселовский И.С - 114 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

МГУ | Москва

Составители: 

Рубрика: 

Для описания эволюции возмущения во времени используется
так называемая модель Бартона,
;
0.5
при 0.5мВ/м
0
при 0.5мВ/м
r r
y y
y
db b
F E
dt
d E E
F E
E
которая представляет процесс развития кольцевого тока как результат
инжекции, описываемой функцией
F E
, и последующей
диссипации, описываемой членом
/
r
b
.
Функция инжекции
F E
определяется через компоненту
электрического поля солнечного ветра
y z
, направленную с
утра на вечер,
d
– коэффициент амплитуды инжекции.
Покажем на примерах, что дает численная динамическая
магнитосферная модель для описания магнитной бури. На рис. 9.18
приведены рассчитанные вклады разных источников в магнитную
вариацию
st
D
для двух магнитных бурь. На верхних рисунках
представлены вклады в
st
D
токов на магнитопаузе (зеленая кривая),
кольцевого тока (красная кривая) и токов хвоста магнитосферы (синяя
кривая) для магнитных бурь 25-26 июня, 1998 г. (слева) и 21-23
октября 1999 г. (справа), рассчитанные с использованием
параболоидной модели.
Рис. 9.18. Магнитные бури 25-26 июня 1998 г. и 21-23 октября 1999 г.:
источники
st
D
.
Токовый слой геомагнитного хвоста дает сопоставимый с
кольцевым током вклад в
st
D
для бурь средней интенсивности (|
st
D
| ~
100 – 200 нТл), в то время как для мощных бурь кольцевой ток
становится доминирующим источником
st
D
. Усиление токов хвоста,
114
        Для описания эволюции возмущения во времени используется
так называемая модель Бартона,
                dbr             b
                     F E  r ;
                 dt              
                        d  E y  0.5  при E y  0.5мВ/м
                F E  
                               0        при E y  0.5мВ/м
которая представляет процесс развития кольцевого тока как результат
инжекции, описываемой функцией                F  E  , и последующей
диссипации, описываемой членом br /  .
Функция    инжекции     F E    определяется    через   компоненту
электрического поля солнечного ветра E y  VBz , направленную с
утра на вечер, d – коэффициент амплитуды инжекции.
        Покажем на примерах, что дает численная динамическая
магнитосферная модель для описания магнитной бури. На рис. 9.18
приведены рассчитанные вклады разных источников в магнитную
вариацию Dst для двух магнитных бурь. На верхних рисунках
представлены вклады в Dst токов на магнитопаузе (зеленая кривая),
кольцевого тока (красная кривая) и токов хвоста магнитосферы (синяя
кривая) для магнитных бурь 25-26 июня, 1998 г. (слева) и 21-23
октября 1999 г. (справа), рассчитанные с использованием
параболоидной модели.




Рис. 9.18. Магнитные бури 25-26 июня 1998 г. и 21-23 октября 1999 г.:
                          источники Dst .
       Токовый слой геомагнитного хвоста дает сопоставимый с
кольцевым током вклад в Dst для бурь средней интенсивности (| Dst | ~
100 – 200 нТл), в то время как для мощных бурь кольцевой ток
становится доминирующим источником Dst . Усиление токов хвоста,

                                 114

Страницы