Модели магнитосферы

Существует большое количество рисунков, схем, картинок, изображающих магнитосферу Земли. Ниже мы собрали только те рисунки , которые приводятся на разных страницах СиЗиФа.
Подробно об основных доменах магнитосферы смотрите на странице Строение магнитосферы.

Для решения целого ряда задач необходимо знать количественно напряженность и направление магнитного поля в разных точках магнитосферы, форму силовых линий, положение границ и зависимость этих величин от уровня и типа магнитной активности.
Эта потребности обеспечивается цифровыми моделями магнитосферы, которых создано изрядное количество.
Мы остановимся только на двух, наиболее часто используемых в отечественной практике.

Модели Цыганенко базируются на всей совокупности прямых измерений магнитного поля на различных спутниках.

В первых моделях можно было выбрать несколько модификаций по уровню магнитной активности. Пользователю, владеющему Фортраном, было достаточно ввести дату, исходные координаты и величину Кр-индекса и в зависимости от конкретной задачи, получить конфигурацию силовых линий, меличину магнитного поля вддоль линии или координаты проекции силовой линии из ионосферы в мегнитосферу или обратно. Модель Т-89 и сейчас активно используется. Существенные ограничения потребовали дальнейшего усовершенствования модели, чем Н.А. Цыганенко и его соавторы активно занимаются. Первое из ограничений - применимость в пределах примерно 10 земных радиусов, в пределах области квазизахвата. Второе ограничение - отличие усредненной модели магнитосферы от ее быстропеременного реального состояния. Особенно это отличие велико во время магнитных бурь, для которых и база данных весьма невелика.
В результате новых поисков, видимо не последних, появилась модель То4, специально предназначенная для описания изменений магнитосферы во время магнитных бурь. Разработчики моделей магнитосферы пришли к сложным многопараметрическим конструкциям, учитывающим не только текущее состояние солнечного ветра, но и его развертку во времени в данной конкретной буре. Магнитное поле в этих моделях представляется как суперпозиция внутреннего магнитного поля Земли и полей внешних источников — токов, текущих в магнитосфере. Шесть токовых систем - кольцевой ток, частичный кольцевой ток, ближний и дальний токи плазменного слоя, внешние токи и токи продольные, между магнитосферой и ионосферой - все эти токи представлены для конкретного момента магнитной бури зависящими от скорости, давления и магнитного поля солнечного ветра. При этом учитывается не только текущее эначение этих величин, но и ситуация в солечном ветре в пердшествующие времена, квантованные по 5 минут. Учитывается скорость затухания влияния предшествующей активности - если в авроральных токах предшествующие зоздействия быстро забываются, то кольцевой ток уменьшается медленно, если условия в солнечном ветре уже стали неблагоприятными.
Таким образом, для использования модели надо знать три параметра солнчного ветра с разрешением 5 минут, вычислить на их основе для каждого из этих интервалов шесть значений параметра W1-W6, которые затем вводятся в расчетную программу модели.
На верхнем рисунке 1 представлен пример вычисленной конфигурации магнитного поля для в максимуме магнитной бури 29.10.2003 года.
Сплошные линии относятся к полуночному меридиану, пунктирные - к ночному.
Параболическая модель отличается тем, что она изначально вводилась создателями (В.П. Шабанский, И.И. Алексеев и др.) аналитически, внутреннее поле и поле токов, которые затем по реальным наблюдениям подгоняются по принципу наилучшего соответствия.
При вычислении используются данные по солнечному ветру в окрестности Земли для определения значений основных параметров магнитосферы. Кроме того, используется AL индекс который обычно берется на сайте МЦД 2 в Киото. В параболоидной модели используется пять таких параметров. Прежде всего, это угол наклона геомагнитного диполя к оси Z солнечно-магнитосферной системы координат,который однозначно определяется мировым временем и характеризует сезонные и суточные вариации магнитосферного поля.
Магнитный поток в долях хвоста магнитосферы (или поток в полярной шапке), является вторым важным параметром. Далее следуют R1 и R2 - расстояния до подсолнечной точки на магнитопаузе, и до переднего края токового слоя, соответственно. Магнитное поле кольцевого тока в центре Земли, является пятым параметром модели магнитосферы, который, в соответствии с уравнением Десслера-Паркера-Скопке, пропорционален полной энергии захваченных частиц в области кольцевого тока.
Этот параметр характеризует интенсивность кольцевого тока во время магнитной бури.
На нижнем рисунке 1 представлена конфигурация магнитосферы, рассчитанная для того же времени по параболической модели.
Обозначения те же, но в качестве исходных значений силовой линии были избраны не L-оболочки, а исправленные геомагнитные координаты.
Сравнивая эти две модели, видим, что силовые линии параболической модели менее вытянуты во внутренней мангитосфере, но более резко и на меньших расстояниях уходят в хваст, т.е. модель перестает работать. В модель То4 вытянутось больше и наблюдается она глубоко, на L-оболочке 3.5, причем форма силовой линии, ее вогнутость с боков, указывают на наличии вблизи нулевой линии.
Насколько эта особенность модели соответствует действительности, определить пока нет возможности.

На рисунке справа показан вклад различных компонент расчетного магнитного поля в Dst-вариацию во время этой экстремально сильной бури в октябре 2003 года.
Приведены вклады в Dst токов на магнитопаузе (а), кольцевого тока (b) и токового слоя хвоста (c). На нижнем графике приведено сравнение измеренного и рассчитанного Dst для интервала 28-31 октября 2003 года.
Среднеквадратичное отклонение равно 45 нТл, что составляет величину порядка 11% от максимума Dst.
Наибольшее расхождение наблюдается вo время главной фазы заключительной бури в полночь 30 октября, что может быть связано с недостаточно надежным определением параметров солнечного ветра протонным монитором SOHO.