Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Математическое моделирование как метод исследования ионосферы Земли .. 11
1.1 Математическое моделирование ионосферы 11
1.2 Сложности работы с глобальными теоретическими моделями 17
1.3 Сопоставление результатов численного моделирования ионосферных параметров с данными наблюдений 18
1.4 Выводы 20
Глава 2. Глобальная численная модель верхней атмосферы TJAM 22
2.1 Структура модели 23
2.2. Моделирующие уравнения 24
2.2.1. Общий вид уравнений 24
2.2.2 Блок нейтральной атмосферы и нижней ионосферы 25
2.2.2.1 Уравнения для нейтральной атмосферы 25
2.2.2.2 Уравнения для нижней ионосферы (D, Е и F1 области ионосферы) 27
2.2.3 Блок ионосферной Р2-области и внешней ионосферы 29
2.2.4 Блок электрического поля 31
2.3 Основные фотохимические реакции в ионосфере 32
2.3.1 Ионизация (фото- и корпускулярная) 32
2.3.2 Диссоциативная рекомбинация 33
2.3.3 Ионно-молекулярные и ионно-атомные реакции 33
2.4 Граничные условия 35
2.5 Начальные условия 36
2.6 Входные параметры 36
2.7 Методы решения моделирующих уравнений 36
2.8 Выводы 37
Глава 3. Вариации параметров Е-области ионосферы и термосферных ветров в ходе сильной магнитной бури 31 марта 2001 года: наблюдения в обсерватории Миллстоун Хилл и математическое моделирование 38
3.1 Введение 38
3.2 Моделирование вариаций параметров ионосферы и термосферных ветров в течение бури 31 марта 2001 года 39
3.3 Сопоставление результатов моделирования с данными наблюдений 41
3.4 Исследование причин расхождений скоростей термосферного ветра, полученных по модели UAM и рассчитанных в Миллстоун Хилле 49
3.5 Выводы 53
Глава 4. Поведение Г2-области ионосферы Земли в период магнитных бурь апреля 2002 года: математическое моделирование и радарные наблюдения 54
4.1 Ионосферные возмущения 17-20 апреля 2002 года 54
4.2 Описание вариантов численных расчетов 56
4.3 Сопоставление результатов теоретических модельных с данными радаров некогерентного рассеяния и результатами эмпирических моделей IRI-2001 и NRLMSISE-00 57
4.3.1 Высотно-временные вариации 16-17 апреля 2002 года 57
4.3.2 Временные вариации 15-20 апреля 2002 года 66
4.4 Исследование влияния способа задания высыпаний энергичных частиц на результаты численных расчётов параметров ионосферы 82
4.4.1 Модификация способа задания высыпаний энергичных частиц в модели UAM.. 82
4.4.2. Исследование влияния способа задания высыпаний энергичных электронов на результаты моделирования электронной концентрации 90
4.5 Исследование влияния способа задания продольных токов на результаты численных расчётов параметров ионосферы 95
4.5.1 Задание системы продольных токов в модели UAM 95
4.5.2 Моделирование бурь с различными вариантами задания продольных токов 96
4.6 Учёт колебательных состояний молекулярного азота при расчёте ионосферных параметров 102
4.7 Исследование влияния термосферного ветра на поведение ионосферы в средних и субавроральных широтах 107
4.8 Влияние электрического поля на поведение электронной концентрации в F-области ионосферы над Миллстоун Хиллом 16 апреля 2002 года 115
4.9 Обсуждение результатов 125
Заключение 129
Список литературы
- Сложности работы с глобальными теоретическими моделями
- Блок ионосферной Р2-области и внешней ионосферы
- Моделирование вариаций параметров ионосферы и термосферных ветров в течение бури 31 марта 2001 года
- Описание вариантов численных расчетов
Введение к работе
Диссертация посвящена исследованию физической сути явлений, происходивших в ионосфере в периоды сильных геомагнитных бурь и в предшествующие им спокойные периоды, на основе анализа данных радаров некогерентного рассеяния с помощью глобальной численной модели верхней атмосферы Земли.
Актуальность исследования. В последние несколько лет вследствие всё большего освоения и практического использования околоземного пространства резко возросла потребность человечества в прогнозах космической погоды - совокупности явлений, происходящих в верхних слоях земной атмосферы и околоземном космическом пространстве. Исследование космической погоды и ее прогнозирование сейчас являются одним из ведущих направлений мировой науки.
Сегодня, как и раньше, значительную роль играет радиосвязь, успешно конкурируя с проводными структурами. Активно используются системы спутниковой связи, радионавигации, глобальная система определения местоположения (GPS). Характеристики распространения радиоволн непосредственным образом связаны с состоянием ионосферы, как среды их распространения, поэтому прогнозы космической погоды, в первую очередь состояния ионосферы Земли, необходимы для обеспечения качества беспроводной связи.
Во время солнечных вспышек резко возрастает солнечное ионизирующее, главным образом, рентгеновское излучение. Это приводит к тому, что уже через несколько минут после вспышки на Солнце в Е и D областях ионосферы на дневной стороне увеличивается количество заряженных частиц. Это может вызвать непредсказуемое отражение, поглощение, искажение и преломление радиоволн. Эффект может быть настолько сильным, что возможна потеря радиосвязи в диапазоне коротких волн на всем освещенном полушарии Земли.
Электронная концентрация в высокоширотных Е и D областях изменяется также за счёт дополнительной ионизации высыпающимися из магнитосферы энергичными частицами. В высоких широтах геомагнитные возмущения могут практически полностью нарушить радиосвязь на несколько суток.
Вспышки на Солнце приводят к возмущениям F2 области ионосферы, выражающимся чаще всего в уменьшении электронной концентрации, и, как следствие, к ухудшению качества радиосвязи.
Помимо этого, нестабильные магнитосфера и ионосфера генерируют электромагнитное излучение, по своему уровню сравнимое с искусственными сигналами, тем самым затрудняя работу систем наземной и космической связи и навигации.
На ионосферных высотах летают спутники, предназначенные для дистанционного зондирования поверхности Земли, различные научно-исследовательские спутники, метеорологические спутники, спутники фото- и радиолокационной разведки и целеуказания. Важное практическое применение прогнозов состояния верхней атмосферы состоит в том, чтобы предсказывать возможные изменения орбит, торможение и потерю высоты полёта этих спутников, вызванные повышением температуры плазмы и нейтрального газа, а также плотности атмосферы. Существенна при этом тесная взаимосвязь поведения нейтральных и заряженных частиц - так называемое ионосферно-термосферное взаимодействие.
Прогнозы космической погоды нужны для контроля над радиацией, которая представляет угрозу для экипажей космических и летательных аппаратов и бортовых радиоэлектронных систем. Во время магнитных бурь из-за дополнительного неравномерно распределенного заряда на поверхности геостационарных спутников может выйти из строя их электрооборудование. Кроме того, высыпающиеся при геомагнитных возмущениях из магнитосферы энергичные частицы представляют опасность для экипажей летательных аппаратов.
Всё вышесказанное свидетельствует об актуальности исследований физических процессов и явлений в верхней атмосфере. В дальнейшем, как и сейчас, своевременные прогнозы космической погоды будут крайне востребованы.
Цель диссертационной работы.
Сложности работы с глобальными теоретическими моделями
Трудности при работе с теоретическими моделями обусловлены, в первую очередь, тем, что решаемые системы являются нелинейными и содержат уравнения разных типов, которые сильно связаны между собой. Обычно в моделях реализуется метод конечных разностей, который при сильной взаимосвязанности уравнений и большой степени нелинейности системы не гарантирует сходимость итераций. Интегрирование уравнений идёт как по времени, так и по пространству. Выбор мелких шагов интегрирования по пространству приводит к очень большому числу узлов сетки, которое должно быть согласовано с величиной шага по времени. В трёхмерных, глобальных моделях, моделируемые параметры изменяются от одной границы сетки до другой на многие порядки величин. Всё это приводит к необходимости проведения численных экспериментов для выбора шагов интегрирования по времени и пространству, количества итераций каждого типа (по связности, нелинейности), обеспечивающих сходимость и требуемую погрешность результатов.
Современные теоретические модели совместно рассчитывают, как правило, множество параметров верхней атмосферы, и поэтому при моделировании необходимо анализировать, насколько адекватно воспроизведено поведение всей системы ионосфера-термосфера, а в некоторых моделях ещё и электрического поля. Сложность калибровки таких моделей состоит в том, чтобы при улучшении воспроизведения одного из параметров не ухудшить, как это часто бывает, результаты расчётов других параметров.
Существует также проблема, связанная с неопределённостью входных параметров, начальных и граничных условий при моделировании события. В идеальном варианте входные параметры следует брать из данных измерений за внешним воздействием на верхнюю атмосферу Земли, прежде всего за потоками ионизирующего солнечного излучения и разностью электрических потенциалов поперёк полярной шапки, передаваемых из магнитосферы в ионосферу по силовым линиям геомагнитного поля, или продольными токами. Однако из-за невозможности непрерывного мониторинга за внешним воздействием на верхнюю атмосферу приходится использовать статистические характеристики в виде индексов магнитной активности и характеристик активности Солнца, которые измеряются уже давно отлаженными методами и находятся в свободном доступе. Непосредственное задание потоков солнечного излучения, параметров овала высыпаний и систем продольных токов связано с определёнными трудностями, вызванными, прежде всего, сложностью проведения наблюдений за поведением этих параметров. Так, потоки высыпающихся энергичных электронов измеряются спутниками серии DMSP, однако сами наблюдения представляют собой лишь ограниченный набор данных вдоль пролёта каждого спутника, по которым впоследствии строится с некоторой погрешностью аппроксимация картины овала высыпаний. Насколько эта картина соответствует реальной, точно установить невозможно в виду всё той же ограниченности данных наблюдений. При моделировании геофизических событий предпочтение отдаётся заданию входных параметров напрямую из данных наблюдений, а если это невозможно, то в соответствии с имеющимися эмпирическими моделями, которые могут предоставить только некую осреднённую картину, иногда значительно отличающуюся от реальной геофизической ситуации. Начальные и граничные условия также приходится задавать по имеющимся эмпирическим моделям. Таким образом, уже при задании входных параметров, начальных и граничных условий в результаты моделирования вносится некая погрешность, которую достаточно трудно оценить.
Сравнение результатов численного моделирования с данными наблюдений преследует, как правило, несколько целей. Во-первых, сопоставления модель -наблюдения проводятся для проверки адекватности описания моделью наблюдавшегося поведения ионосферы при разнообразных геофизических событиях и, таким образом, позволяют скорректировать как входные параметры модели, так и коэффициенты реакций, уравнений и т.п. Во-вторых, численные эксперименты, проводимые с помощью теоретических моделей, помогают выявить основные физические механизмы, определившие характер наблюдавшихся вариаций параметров среды.
В многочисленных публикациях результаты модельных расчётов параметров ионосферы сопоставлялись с данными различных методов наблюдений: вертикального зондирования, некогерентного рассеяния, измерений на спутниках, ионосферной радиотомографии и т.п. Как правило, результаты численных расчётов сравнивались с наблюдениями, проводившимися в геомагнитно спокойные периоды. Кроме этого результаты математического моделирования количественно сопоставлялись с данными наблюдений за поведением возмущённой ионосферы. В настоящем разделе мы преследуем цель не перечислить все работы по сопоставлению модельных расчётов с наблюдениями, что не представляется возможным, а дать некую общую картину и указать основные направления исследований в этой области. Чаще всего сопоставление результатов теоретического моделирования проводилось с данными вертикального зондирования по критическим частотам ионосферных слоев и соответствующим им значениям электронной концентрации в максимумах слоев. Это объясняется, во-первых, тем, что вертикальное зондирование является наиболее распространенным и сравнительно простым методом наблюдения за состоянием ионосферы. Во-вторых, ионосферным параметром, в первую очередь интересующим наблюдателей и пользователей ионосферных данных - специалистов по распространению радиоволн - была и до сих пор остается именно электронная концентрация. Иногда данные ионозондов и дигизондов дополняются результатами радарных или спутниковых наблюдений. С данными вертикального зондирования сравнивались результаты одномерной модели FLIP [Scali et al., 1997; Wilkinson et al., 1998; Richards, Wilkinson, 1998], модели ионосферно-плазмосферного взаимодействия ИСЗФ СО РАН [Жеребцов и др., 2005], трёхмерной модели TIGCM и её версий [Emery et al., 1996; Szuszczewicz et al., 1996; Wang et al., 2001] и многих других.
Интересными представляются сопоставления модель - наблюдения при использовании данных некогерентного рассеяния радиоволн, так как радары некогерентного рассеяния ведут наблюдения за несколькими ионосферными параметрами (электронной концентрацией, ионной и электронной температурами, скоростью ионного дрейфа) одновременно. Причём измерения могут успешно проводиться при любых геофизических условиях. Однако ввиду высокой стоимости самих установок, а также их высокого энергопотребления измерения ионосферных параметров проводятся ими достаточно редко и только в течение коротких промежутков времени. Данные некогерентного рассеяния, полученные разными радарами, работавшими в разное время, интерпретировались с помощью различных моделей ионосферы [Richards et al., 1994; Pavlov, Buonsanto, 1997; Su, Fukao, Bailey, 1997; Kawamura et al., 2002; Korenkov et al., 1996; Korenkov et al., 1998; Szuszczewicz et al., 1996; Fesen et al., 1997; Buonsanto et al., 1997 и другие].
Блок ионосферной Р2-области и внешней ионосферы
В этом блоке рассчитываются параметры ионосферной Р2-области и внешней ионосферы: концентрации атомарных ионов кислорода и водорода и(0+) и и(Н+), ионная и электронная температуры Г, иГеи скорости ионов К(0+)и F(H+) для диапазона высот от 175 км до радиального геоцентрического расстояния в \SRE. Характерной чертой ионосферной Р2-области и внешней ионосферы является то, что на этих высотах частоты столкновений заряженных частиц с нейтральными компонентами много меньше гирочастоты ионов и электронов, то есть ц,е « (аііЄ. Заряженные частицы могут свободно двигаться вдоль геомагнитного поля, поперёк В возможен только дрейф плазмы под действием какой-либо силы. В связи с этим в «трубке» используется магнитная дипольная система координат, и моделирующие уравнения интегрируются вдоль силовых линий геомагнитного поля с учетом электромагнитного дрейфа плазмы перпендикулярно силовым линиям геомагнитного поля.
На высотах Р2-области ионосферы и во внешней ионосфере времена жизни заряженных частиц сравнимы, а иногда и превосходят времена переноса, поэтому в уравнение непрерывности для ионов необходимо включать член с дивергенцией потока заряженных частиц: +чраг(п,уг)=а -ц -п(чрег?рег, (19) где — = —\-\yper,V) - оператор, определяющий временные производные Лагранжа вдоль Dt dt траектории электромагнитного дрейфа, определяемого уравнением (22); и, - концентрация ионов; символы par и per относятся к направлениям, параллельным и перпендикулярным магнитному полю; Vj - вектор скорости ионов; О,, Li - скорости образования и потерь ионов 0+ и ЕҐ, учитывающие фотоионизацию и корпускулярную ионизацию, ионно-молекулярные реакции между 0+ и Ог и N2, зарядно-обменные процессы между 0+ и Н, а также Н+ и О. зо Уравнение движения для ионов выглядит следующим образом: А = ntm g - Цп,кГ,)- mivmni(Fi - V)- J , іу,,( - Vj)+ щ(Е + V, x В), (20) ш „ j где индексы і, j относятся к ионам 0+ и Н+ ; цп и vin - частоты ион-нейтральных и ион-ионных столкновений. Уравнение движение для электронов определяется формулой (13). Спроектируем уравнений движения для заряженных частиц на направления вдоль и поперёк магнитного поля. Движение электронов вдоль В определяется уравнением (14), из которого можно получить формулу (15) для продольной составляющей электрического поля. Используя выражение (15), получаем формулу для продольной скорости движения ионов: 2mA(Qx V,)par =minigpar - V . - V W;) -Ц 1пп Г -V - m nfrr -Vr). (21) n J В уравнении индексы i,j и e относятся к ионам 0+ и Н+ и электронам, соответственно; mt -=- —par масса ионов; Q - вектор угловой скорости Земли; g - компонента вдоль геомагнитного поля суммы гравитационного и центробежного ускорений; Г, - ионная температура; пе и Те - электронные концентрация и температура; к — постоянная Больцмана; vin - частота столкновений между ионными и нейтральными компонентами атмосферы.
Уравнение (27) представляет собой уравнение divj = 0, где j = дг\Е + V х В)+ jm . После интегрирования уравнения (27) по высоте токового слоя в пренебрежении высотной зависимостью компонент электрического поля в этом слое, задача определения электрического потенциала становится двумерной и решается методом итераций в геомагнитной системе координат. Ионосферные проводимости, необходимые для решения уравнения (27) рассчитываются по стандартным формулам с использованием значений ионосферных и термосферных параметров из других блоков модели.
Под фотохимическими реакциями подразумеваются процессы взаимодействия частиц (включая фотоны) различных или одинаковых сортов, в результате которых образуются частицы новых сортов. Ниже рассмотрим фотохимические реакции, учитываемые в модели UAM при расчете параметров верхней атмосферы. Основным источником ионизации атмосферы является КУФ излучение Солнца -фотоны с энергиями, большими потенциалов ионизации нейтральных газов. Основными процессами фотоионизации, учитываемыми в модели, являются: N2 + h v N2+ + є ; 02 + hv 02+ + е; 0+ hv 0+ + е; NO + hv N0+ + є . Окись азота N0 является малой, но очень важной нейтральной компонентой нижней ионосферы, так как имеет низкий потенциал ионизации. Малая величина концентрации N0 компенсируется высокой интенсивностью излучения солнечной линии Лайман-а, способной ионизовать эту нейтральную компоненту.
Несмотря на высокую скорость образования ионов N2+ путём фотоионизации молекул N2, относительное содержание ионов N2+ в ионосфере мало, так как они активно перерабатываются в ионы N0+, 02+ и 0+. Поэтому больший вклад в процесс исчезновения электронов оказывают реакции диссоциативной рекомбинации с ионами 02+ и N0+. В модели UAM коэффициенты скорости реакций полагаются зависящими от электронной температуры Те и согласно [Тогг, Тогг, 1979] рассчитываются по формулам: к, =к(0+2,е) = (1.6ч- 2.2)-10-7 (300/rJ 55 06W /с; (30) к2 =k(NO+,e) = (4.0 4.2)-lO- !(300/Te)0&ulCM3/c; (31) къ =k(N2+,e) = (1.8-2.9)- 10-7(300/7;)033+039сл 3 /с. (32) Так как чаще всего n(NO+) п(02+), то коэффициент эффективной рекомбинации берётся равным kcf к(НО+,е) = (4.0-4.2)-10-7(300/Те)см31с.
Атомарные ионы могут исчезать в реакциях радиативной рекомбинации с электронами, но данный процесс идет очень медленно, и поэтому основным механизмом исчезновения атомарных ионов являются ионно-молекулярные и ионно-атомные реакции.
Для решения дифференциальных уравнений, содержащих производные по координатам, необходимо задать значения функций и производных на границах рассматриваемой пространственной области. Эти граничные условия могут формулироваться из физических предположений или экспериментальных данных.
Моделирование вариаций параметров ионосферы и термосферных ветров в течение бури 31 марта 2001 года
Поведение параметров ионосферы, термосферы и электрического поля в ходе бури 31 марта 2001 года было рассчитано с помощью глобальной численной модели верхней атмосферы Земли UAM. Концентрации нейтральных компонент были найдены из уравнения непрерывности для нейтральных газов (4), скорость термосферного ветра - из уравнения движения (5), ионная скорость - из уравнения (11). Электрическое поле находилось из уравнения (27) для потенциала (р электрического поля с учетом динамо-эффекта термосферных ветров.
При проведении расчетов разность потенциалов поперек полярной шапки, границы высыпаний энергичных электронов, продольные токи зоны 2 задавались по формулам зависимостей от индекса магнитной активности Кр. Разность потенциалов поперёк полярной шапки А р рассчитывалась по формуле нелинейной регрессии, приведённой в докторской диссертации [Уваров, 1993]: А р = 19.94 +12.31-Кр+1.071 -Кр2 (кВ). (42) Эта формула была получена по 10 парам значений Аср и Кр, взятым из статьи [Неррпег, Maynard, 1987], в которой приводятся средние значения Аср по данным пересечений полярной шапки спутником DE-2. Геомагнитные кошироты максимумов высыпаний на полуденном и полуночном геомагнитных меридианах, соответственно, задавались по формулам: 7М = 12 + 15-(Кр -3)/6 (град.), (43) TMN = 22 +15-(Кр -3)/6 (град.). (44) Значения интенсивностей потоков высыпающихся электронов брались в соответствии с работой [Hardy, Gussenhoven, Holeman, 1985]. Кошироты положения продольные токи зоны 1 и продольные токи зоны 2, соответственно, рассчитывались по формулам: 7ЕГ1-15 + 15-(Кр-3)/6 (град.), (45) ГТ2 = 20 + 20(Кр-3)/6 (град.). (46)
Зависимости положений высыпаний и продольных токов от индекса магнитной активности Кр, описанные формулами (43 - 46), были выбраны таким образом, чтобы результаты модельных расчетов электрического поля были близки к измеренным радаром обсерватории Миллстоун Хилл значениям электрического поля [Goncharenko et al., 2001]. Кроме сопоставления вариаций электрического поля проводилось сравнение измеренных на установке не когерентного рассеяния в и рассчитанных в модели временных вариаций параметров Е-области ионосферы (электронной концентрации, скорости и температуры ионного газа) в диапазоне высот 100-150 км.
Временные вариации Кр-индекса и входных параметров модели: разности Ь. р потенциалов поперек полярной шапки (сплошная чёрная линия), положений границы полярной шапки (синяя штриховая линия) и продольных токов зоны 2 (синяя штриховая линия), заданных в модельных расчетах магнитной бури 31 марта 2001 года
Из рис.2 видно, что при увеличении Кр-индекса формулы (42-46) дают увеличение разности потенциалов поперёк полярной шапки до максимального значения 210кВ и опускание на более низкие широты границы ПЩ, а также положения продольных токов зоны 2 вплоть до широты 51. Влияние способов задания входных параметров на результаты расчётов ионосферных параметров исследуется в четвёртой главе диссертационной работы.
Модельные расчёты проводились на пространственной сетке с переменным шагом по широте (1 в окрестности геомагнитной широты 60 до 5 и 10 на экваторе в расчетах ионосферных и термосферных параметров, соответственно), с шагом по долготе 15 и переменным шагом по высоте (от 3 км на начальной высоте 80 км и около 20 км в окрестности максимума Р2-слоя). Рис. 3 показывает временные вариации модуля электрического поля, измеренного радаром в Миллстоун Хилле и рассчитанного по модели UAM. Как видно из рисунка, в целом вариации схожи. Временные вариации модуля электрического поля, измеренного в Миллстоун Хилле 31 марта 2001 года и полученного по модели UAM для той же точки (Ф=50, Л=0) На рис. 4 представлены высотно-временные вариации электронной концентрации (слева) и ионной температуры (справа), измеренные в Миллстоун Хилле (средняя панель) и полученные в результате модельных расчетов (нижняя панель). Для удобства анализа модельных результатов на верхней панели приведены временные вариации входных параметров модели UAM для 31 марта 2001 года.
Высотно-временные вариации электронной концентрации (слева) и ионной температуры (справа) во время магнитной бури 31 марта 2001 г. по данным установки некогерентного рассеяния в Миллстоун Хилле (средняя панель) и полученные в модельных расчетах в точке с магнитными координатами Ф=55, Л=0 (нижняя панель), а также вариации входных параметров модели UAM (верхняя панель) Как видно из рис.4, на высотах Е-области радаром обсерватории Миллстоун Хилл наблюдались два максимума электронной концентрации (Ne): в 00 - 05 и в 08 - 17 часов местного времени, при этом максимальное значение Ne было порядка 1012 м"3. Вариация концентрации электронов, полученная в ходе модельных расчётов, также демонстрирует два максимума, однако со сдвигом по времени максимума в предутреннем секторе в сторону более ранних часов. Этот максимум определяется высыпаниями электронов на ночной стороне аврорального овала (для Миллстоун Хилла местная полночь как раз соответствует примерно 0500 UT), и в варианте расчёта точка, соответствующая Миллстоун Хиллу, попадала в зону высыпаний несколько раньше по времени. Максимальное значение модельных значений Ne меньше измеренного примерно в 2 раза.
Высотно-временные вариации наблюдавшихся значений ионной температуры (Т,) демонстрируют два пятна - в предутреннем и дневном векторах - на высотах больше 120 км с максимальными значениями Tt около 1100 К. Между ними располагается меньшее пятно, но с тем же максимальным значением параметра. Модельные результаты расчёта ионной температурой согласуются с данными радарных измерений как по положению максимумов Th так и по самим максимальным значениям.
Таким образом, поведение Ne и Г„ полученных по модели UAM, находится в приемлемом согласии с измерениями не только качественно, но и количественно. Это подтверждается и рис. 5, на котором для фиксированных высот (108, 120 и 135 км) представлены вариации измеренных и рассчитанных значений Ne и 7/. Из рис. 5 видно, что модельные значения Ne и Tt в целом не только не противоречат, но и неплохо согласуются количественно с данными наблюдений (за исключением промежутка 09—12 UT).
Временные вариации меридиональной компоненты скорости ионов (слева) и нейтрального ветра (справа) во время магнитной бури 31 марта 2001 г., измеренные на установке не когерентного рассеяния в Миллстоун Хилле (средняя панель) и полученные в модельных расчетах в точке с магнитными координатами Ф=55, Л=0 (нижняя панель), а также вариации входных параметров модели UAM (верхняя панель) Однако при сопоставлении скоростей термосферного ветра обнаруживается большое различие между результатами модели UAM и значениями скорости, рассчитанными в Миллстоун Хилле по радарным наблюдениям за ионной скоростью и электрическим полем. Характер поведения зональной компоненты термосферного ветра, рассчитанной UAM для дневных и вечерних часов местного времени, согласуется с наблюдениями, однако в результатах расчётов присутствует сдвиг по времени относительно измерений. Значения зональной скорости ветра, рассчитанные теоретически для этих часов, согласуются с измерениями с погрешностью примерно 50 - 100 м/с, при максимальных наблюдавшихся значениях примерно 250 м/с. Модельные значения зонального ветра, полученные для ночных и утренних часов местного времени, составляли не более 50 м/с по абсолютной величине, в то время как наблюдавшиеся в эти же часы значения достигали 200 м/с и более.
Описание вариантов численных расчетов
Вариации параметров ионосферы (электронной концентрации, ионной и электронной температур) были рассчитаны для периода 15 — 20 апреля 2002 года по двум версиям глобальной численной модели UAM: 1) по версии, использующей эмпирическую модель NRLMSISE-00 (далее MSISE) для расчёта температуры и концентраций основных нейтральных компонент (О, О2, N2), обозначенной как UAM(MSISE); 2) по версии с «теоретической термосферой», в которой состав и температура нейтрального газа рассчитываются, соответственно, из уравнений непрерывности для основных нейтральных компонент и уравнения теплового баланса, обозначенной как UAM(TM).
Начальные условия, входные параметры и коэффициенты скоростей химических реакций были идентичными для обеих версий. Начальные условия представляли собой распределения параметров термосферы, ионосферы и электрического поля, полученные по модели UAM для 24 UT 14 апреля при расчёте с составом и температурой термосферы по MSISE. Параметры аврорального овала и системы продольных токов задавались по аппроксимированным данным спутников серии DMSP (подробное описание дано в разделах 4.3 и 4.4). При расчёте коэффициента скорости реакции ионов атомарного кислорода 0+ с молекулярным азотом N2 была учтена её зависимость от колебательных состояний N2 (подробное описание приведено в разделе 4.5).
Для получения среднестатистической картины ионосферы вариации ионосферных параметров 15-20 апреля 2002 года были рассчитаны с помощью эмпирической модели ионосферы IRI-2001 [Bilitza, 2001]. Результаты численного моделирования сравнивались как с данными модели IRI, так и с данными семи установок некогерентного рассеяния, работавших в рамках международного проекта CEDAR/TIMED и расположенных в низких, средних и высоких широтах Северного полушария (см. раздел 4.1).
В статье [Goncharenko et al., 2005] приведены высотно-временные вариации параметров ионосферы (электронной концентрации, ионной и электронной температур) над каждой из семи станций некогерентного рассеяния для 16 (спокойный день) и 17 (день начала серии бурь) апреля 2002 года для диапазона высот 200 - 700 км, то есть для большей части ионосферной Р2-области.
По результатам расчётов, проведённых с использованием двух описанных выше версий модели UAM, а также эмпирической модели IRI-2001, нами получены аналогичные высотно-временные вариации электронной концентрации (Ne), ионной (Ті) и электронной (Те) температур для тех же моментов времени, того же диапазона высот и в тех же масштабах (см. рис. 14-20).
Сопоставление результатов модельных расчётов и данных наблюдений, представленных на этих рисунках, показывает следующее. 1) Основным эффектом геомагнитной бури, начавшейся около 12 UT 17 апреля, явилось падение электронной концентрации. Как правило, этот эффект сопровождался ростом температур ионов и электронов. 2) Наблюдавшееся над всеми работающими станциями падение концентрации электронов в первые часы после начала бури воспроизводится обеими версиями теоретической модели UAM, но никак не отражено в результатах эмпирической модели IRI-2001. 3) Изолинии картин высотно-временных вариаций электронной концентрации, полученных обеими версиями UAM для низких, средних и субавроральных широт, по форме больше похожи на изолинии, отражённые в данных некогерентного рассеяния, чем в распределениях Ne модели IRI-2001. 4) В отличие от расчётов с составом и температурой термосферы по NRLMSISE-00, результаты версии UAM с «теоретической термосферой» до 2 раз ниже соответствующих данных некогерентного рассеяния по концентрации электронов. Поэтому значения Ne, рассчитанные версией UAM(TM), больше отличаются от наблюдений, чем данные UAM(MSISE) и IRI-2001. 5) В то же время высотно-временные вариации ионной и электронной температур, полученные разными версиями численной модели UAM, мало отличаются друг от друга. При этом обе версии UAM лучше, чем эмпирическая модель IRI-2001, воспроизводят данные наблюдений за ионной и электронной температурами, как по самим величинам значений ТІ и Те, так и по форме изолиний их высотно-временных распределений. 6) Наихудшее согласие с измерениями температур имеют результаты расчётов по эмпирической модели ионосферы IRI-2001, которая зачастую не воспроизводит ни сами значения Т, и Те, ни форму изолиний, отраженные в наблюдениях. Особенно это касается рассчитанных IRI значений ионной температуры над станциями EISCAT, которые на высотах вблизи максимума Б2-слоя до 2 раз меньше измеренных значений, и для высот свыше 400 км равны 1500 К в течение всего рассматриваемого периода, что также противоречит наблюдениям. 7) Наблюдения показывают, что высота максимума Р2-слоя (hmF2) была приблизительно равна 330-350 км над всеми станциями. Такие же значения высоты для всех станций даёт эмпирическая модель IRI-2001. Обе версии теоретической модели UAM воспроизводят наблюдавшиеся значения hmF2 для низких и средних широт, но для высоких широт модельная высота максимума Р2-слоя оказывается примерно на 50 км ниже наблюдавшейся.
Таким образом, в целом версия UAM(MSISE) согласуется с наблюдениями за электронной концентрацией 16—17 апреля 2002 года для всех станций некогерентного рассеяния, по крайней мере, не хуже, чем эмпирическая модель IRI-2001. Наибольшие различия с наблюдениями Ne выявляют результаты версии с «теоретической термосферой». Однако, обе версии модели UAM, в отличие от IRI-2001, воспроизводят падение электронной концентрации в первые часы после начала геомагнитной бури.
Наблюдавшиеся вариации ионной и электронной температур хорошо воспроизводятся обеими версиями модели UAM как по порядку величин, так и по форме изолиний. Наихудшее согласие с измерениями температур имеют результаты расчётов по эмпирической модели ионосферы IRI-2001.
