Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Методы количественного представления магнитосферного магнитного поля. Экспериментальный материал 9
1.1. Количественные модели магнитосферного магнитного поля (обзор) 9
1.2 Качественная формулировка метода построения магнитосферных моделей 21
1.3. Экспериментальные массивы данных спутниковых измерений магнитного поля в магнитосфере 26
1.3.1. Данные спутников IMP-Df р, с і в интервале удалений от Земли 4-17 RE.. 26
1.3.2. Данные спутников HBOS-I и 2 37
1.3.3. Данные геосинхронного спутника ATS-I 29ч
1.3.4. Данные спутников серии IMP в удаленном хвосте магнитосферы (^8М<-15 в^,) 30
1.3.5. Преобразование экспериментальных массивов к единому виду. Подключение данных по геомагнитной активности и параметрам межпланетной среды... 31
1.4. Математическая формулировка метода 32
1.4.1. Формализация априорной информации 32
1.4.2. Статистическое определение параметров модели 35
1.4.3. Оценки погрешностей определения модельных параметров 38
1.5. Выводы 41
Глава 2 . Определение параметров магнитосферных токовых систем и построение количественных моделей магнито-сферного магнитного поля 42
2.1. Аппроксимирующие формулы в модели I 42
2.1.1. Магнитное поле симметричного кольцевого тока 42
2.1.2. Магнитное поле токового слоя хвоста магнитосферы 45
2.1.3. Магнитное поле токов на магнитопаузе (DCF-ПОЛЄ) и усредненный вклад продольных токов 51
2.2. Определение параметров модели I по экспериментальным данным 53
2.2.1. Модельные параметры 53
2.2.2. Варианты модели I, соответствующие различным уровням геомагнитной возмущенности 55
2.2.3. Варианты модели I, соответствующие различным условиям в солнечном ветре 72
2.2.4. Погрешности определения параметров (модель I) 81
2.3. Аппроксимирующие формулы в модели П 87
2.4. Определение параметров модели П по экспериментальным данным 102
2.4.1. Модельные.параметры. * 102
2.4.2. Особенности алгоритма оценки модельных параметров.103
2.4.3. Варианты модели П, соответствующие различным уровням геомагнитной возмущенности .106
2.4.4. Варианты модели П, соответствующие различным условиям в солнечном ветре ИЗ
2.4.5. Погрешности определения параметров (модель П) .125
2.4.6. Учет колебаний динамического давления солнечного ветра 125
2.5. Выводы 129
Глава 3. Моделирование магнитного поля в ограниченных областях магнитосферы ; 131
3.1. Учет долготной асимметрии при количественном моделировании магнитосферного поля 131
3.1.1. Долготная асимметрия магнитосферного поля 131
3.1.2. Модель системы частичного кольцевого тока 133
3.1.3. Методика и результаты моделирования 139
3.2. Структура полярных каспов по данным измерений в дневной части магнитосферы 145
3.2.1. Проблема полярных каспов 145
3.2.2. Широтное положение полярных каспов 146
3.2.3. Долготная структура полярных каспов 155
3.2.4. Зависимость долготного положения полярных каспов от В -компоненты ММП 160
3.3. Выводы 162
3аключение 164
Приложение. Моделирование магнитосферного магнитного поля. Пакет прикладных подпрограмм
П.І. Экспериментальные наборы данных 166
П.2. Формирование экспериментальной выборки 168
П.З. Определение параметров модели 175
П.4. Расчет магнитосферного магнитного поля 181
Литература
- Экспериментальные массивы данных спутниковых измерений магнитного поля в магнитосфере
- Магнитное поле токового слоя хвоста магнитосферы
- Модель системы частичного кольцевого тока
- Зависимость долготного положения полярных каспов от В -компоненты ММП
Введение к работе
Настоящая работа посвящена исследованиям структуры и распределения магнитного поля в магнитосфере Земли на основе экспериментального материала спутниковых наблюдении.
Актуальность проблемы, для количественного изучения многих физических процессов, происходящих в магнитосфере Земли, и их наземных проявлении необходима математическая модель, которая достаточно полно представляла бы геометрию магнитосферного магнитного поля и давала хорошее согласие вычисляемых компонент модельного поля с экспериментальными данными, исследования структуры и динамики плазменных оболочек Земли, отождествление областей вторжения корпускулярных, потоков в ионосферу с областями магнитосферы, диагностика состояния магнитосферы по наземным данным и ряд других задач прикладного характера требуют количественной модели, описывающей распределение магнитного поля в области вплоть до орбиты Луны, цри этом важно, чтобы модель учитывала все основные токовые системы магнитосферы, уровень геомагнитной возмущенности, параметры межпланетной средн., вариации наклона оси геодиполя к направлению сонечного ветра. Существенно также, чтобы модель не являлась слишком сложной в вычислительном отношении и при необходимости позволяла проводить расчеты без чрезмерных затрат ресурсов ЭВМ.
Разработка количественных моделей магнитосферного магнитного поля, удовлетворяющих вышеуказанным требованиям, стала возможной в последнее время благодаря накоплению, обширного материала магнитных измерений на спутниках.
Цель работы состояла в разработке достаточно гибких модельных представлений, для магнитосферных токовых систем, определении параметров этих систем на основе экспериментальных данных и построении количественных моделей распределения магнитного поля в магнитосфере.
Материал диссертации излагается в следующем порядке: в первой главе сделан обзор имеющихся в настоящее время моделей магнитосферного поля; описан предлагаемый подход к количественному моделированию магнитосферного магнитного поля, основанный на статистическом методе решения обратных задач геофизики; дано подробное описание экспериментальных массивов, являющихся основой настоящей работы (данные магнитных измерений спутников серии IMP, mcos-I и 2, атб-і); во второй главе содержится описание и подробный анализ двух моделей магнитосферного поля, которые были построены с помощью метода, изложенного в гл. I. Первая из них (модель I) дает распределение геомагнитного поля в области до 20 R-, геоцентрическо-го удаления, а вторая (модель д) описывает магнитное поле в магнитосфере в области, до орбиты Луны ^ 60 r„ ). Модель I является очень простой в вычислительном отношении и может с успехом заменять более сложную модель Д, если область исследования не включает удаленный шлейф магнитосферы. Обе модели содержат аппроксимирующие формулы (учитывающие угол наклона геодиполя) для dcp-поля (и усредненного эффекта продольных токов), кольцевого тока, токовой системы магнитосферного шлейфа. Параметры токовых систем были определены, по экспериментальным выборкам, соответствующим различным уровням наземной геомагнитной активности, параметрам межпланетного магнитного поля (МШ) и солнечного ветра; _ 7 - в третьей главе, посвященной "локальному" моделированию маг-нитосферного поля в отличие от "глобального" моделирования в главе 2, на основе предложенной модели для системы частичного кольцевого тока исследована долготная асимметрия магнитосферного поля, возникающая во время геомагнитных возмущений. Изучена также зависимость структуры дневной магнитосферы от уровня геомагнитной активности и ММП. в приложении дано описание экспериментальных массивов данных (с точки зрения их использования на ЭВМ) и пакета прикладных подпрограмм для моделирования и расчета магнитосферного магнитного поля.
Научная новизна. Предложенные в диссертации количественные модели магнитосферного поля по объему использованных спутниковых данных, по качеству математической аппроксимации компонент поля (простота-и гибкость модельных формул) не имеют аналогов в отечественных и зарубежных исследованиях.
На защиту выносятся:
Метод, построения моделей магнитосферного поля, позволяющий на основе данных спутниковых измерений определять параметры магнитосферных токовых систем и исследовать распределение магнитного поля в магнитосфере.
Количественные модели: магнитосферного магнитного поля, учитывающие уровень геомагнитной возмущенности и параметры межпланетной среды.
Результаты исследований асимметрии магнитосферного поля с помощью модельной системы частичного кольцевого тока, структуры и распределения магнитного поля в дневной части магнитосферы.
Практическая значимость результатов. Предолженные количественные модели могут использоваться для расчета компонент магнит- ного поля в магнитосфере, прослеживания геомагнитных силовых линий в исследованиях, требующих математического описания магнито-сферного поля.
Апробация работы. Результаты диссертации докладывались на Всесоюзном совещании по итогам выполнения проекта "Международные исследования магнитосферы" (Ашхабад, 1981 г.), расширенном семинаре "Актуальные проблемы магнитосферно-ионосферного взаимодействия" (Мурманск, 1983 г.), Всесоюзном семинаре "МГД - проблемы взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой" (Тбилиси, 1983 г.), семинаре по физике магнитосферы (Ленинград., ШШФ ЛГУ, І98І-І984 гг.). Программы расчетов магнитного поля в магнитосфере Земли при различных уровнях геомагнитной возмущенности внедрены в ЛО ИЗМИР АН СССР (.1982 г.).
Публикации. По теме диссертации опубликовано 7 работ.
Структура и объем работы. Диссертационная работа изложена на 107 страницах машинописного текста, иллюстрируется рисунками и таблицами на 68 страницах и состоит из введения, трех глав, заключения, приложения на 59 страницах и списка литературы из 90 наименований..
Экспериментальные массивы данных спутниковых измерений магнитного поля в магнитосфере
Данные спутников IMP-D, Р, G, І в интервале удалений от Земли 4-Г7 Rg Имеющийся в нашем распоряжении массив данных спутников MP-D, Р, G и I (Эксплорер 33, 34, 41 и 43, соответственно) был сформирован Мидом и Фэирфилдом при разработке моделей магнитосферного поля [59J . Массив включает 12616 средних векторных значений маг 7 нитного поля и получен из исходного массива, содержащего 4 10 отдельных векторных измерений (выполненных с интервалом 15-80 с), усреднением измерений по интервалам радиального удаления (0,5 Rg) и долготным интервалом (5). (Ограниченность долготного интервала усреднения требовалась для измерений на IMP-D, орбита которого была близка к круговой.). Типичное время усреднения 10-15 мин.
Данные, имеющиеся в этом массиве, покрывают интервал геоцентрических удалений 4-17 Rg. Отсутствие данных вне Г? R является результатом их искусственного исключения, поскольку, как пишут Мид и Фэйрфилд [59L они не надеялись в рамках своей простой модели достаточно хорошо представить магнитное поле и вблизи Земли, и в удаленном хвосте магнитосферы. Отсутствие же данных внутри сферы с ГЙГ4 RE связано с тем, что магнитометры, установленные на спутниках, имели ограниченный диапазон измеряемой величины магнитного поля. Лишь на спутнике ШР-1 был установлен магнитометр, позволяющий измерять магнитные поля до 400 нТл, так что внутри сферы с vz5 Rp фактически очень мало измерений. Отметим также, что из массива исключены измерения выполненные вне магнитосферы. Представление о временном покрытии данных и вкладах отдельных спутников в экспериментальный массив дает таблица 1.2, которая воспроизводится из [59]. Из этой таблицы видно, что данные получены в течение 6-летнего интервала наблюдений (1966-1972 годы), покрывающего 4340 часов наблюдений внутри магнитосферы на 451 орбите. Однако распределение экспериментального материала в магнитосфере существенно неоднородно. Недостаточно хорошо представлены высокоширотные зоны магнитосферы, сравнительно мало данных в области внутреннего края плазменного слоя.
Спутники HEOS-І и 2, запущенные в декабре 1968 г. и январе 1972 г. соответственно, имели сильно эксцентричные полярные орбиты с апогеями 35-40 Rg. Такая ориентация орбит в совокупности с успешным функционированием аппаратуры, установленной на спутниках, позволила получить значительное количество информации об относительно малоисследованных высокоширотных областях магнитосферы. Имеющийся у нас массив измерений магнитного поля на спутниках HEOS содержит 6248 средних векторных значений магнитного поля, полученных посредством усреднения отдельных 32- (или 48-) секундных измерений. Данные измерений, выполненных вне магнитопау-зы, в этот массив не включены.
Усреднение проводилось следующим образом 144J : GSM-сиотема координат разбивалась трехмерной прямоугольной сеткой на кубичные ячейки с ребром 11 и каждое среднее значение магнитного поля получалось усреднением отдельных измерений, выполненных внутри данной ячейки. При этом различные прохождения спутника через заданную ячейку рассматривались раздельно. Для каждого вычисленного среднего значения магнитного поля вычислялись также средние значения пространственных координат спутника и средний угол наклона геодиполя.
Отметим, что магнитометры, установленные на спутниках HBOS предназначались для наблюдений в солнечном ветре и внешней магнитосфере и не позволяли измерять магнитное поле на удалениях от Земли,, меньших 6 Rg. Поэтому в экспериментальном массиве отсутствуют данные в этой области.
Данные геосинхронного спутника ATS-I Спутник ATS-I, запущенный в декабре 1966 г., в течение трех лет (1967-1968 гг.) проводил магнитные измерения, находясь на геосинхронной экваториальной орбите вблизи линии пересечения географической и геомагнитной экваториальных плоскостей, в точке с географическими координатами: г = 6,6 Rg» А= 150 восточной долготы.
Имеющийся в нашем распоряжении массив измерений магнитного поля на ATS-I Г25] покрывает период с I января по 16 ноября 1968 г. и содержит 2,5-минутные средние значения компонент магнитного поля в дипольной v-D-н-системе координат, связанной со спутником. (Ось v - радиально внутрь к Земле, ось Н - параллельна оси геодиполя, ось D - дополняет систему до правосторонней декартовой). Усреднив 2,5-минутные значения поля по 15 мин -интервалам (что соответствует усреднению примерно по 0,5 Eg) и преобразовав данные к сонечно-магнитной системе координат, мы получили рабочий массив, содержащий 208S5 средних векторных значений магнитного поля.
Магнитное поле токового слоя хвоста магнитосферы
Суммарное модельное поле, создаваемое внеземными источниками, получается суммированием выражений. (2.2), (2.5) и (2.6) после выпонения соответствующих, преобразований, координат. Конкретный, вариант модели магнитосферного поля определяется заданием величин 28 входных модельных лараметров. Семь из них Со , D, Х.Т, гтт, S,AV,AX) входят в модельные функции нелинейным образом, остальные ( ад-аб, ъх"-ъ4 с1 с8 % аВ во лине яо» Причем, лишь 17 линейных коэффициентов независимы; четыре коэффициента, например, С(--Со, определяются из уравнений связи (2.8).
Для получения численных значении модельных параметров по экспериментальным данным был использован алгоритм минимизации, описанный в разд. 1.4.2. Экспериментальную основу составили массивы данных пир (г 17 Rp) и HEOS (СМ. подразд. 1.3.1 и 1.3.2), включающие в общей сложности 18864 средних векторных значений измеренного магнитного поля. Для нахождения поправок к нелинейным параметрам на каждой итерации использовался метод спуска. Как показали вычисления, наиболее существенное уменьшение А(/ ) (1.5). происходит на первых 3-4-х итерациях, и лишь незначительные изменения наблюдаются на последующих шагах. По этой причине при каждом вычислении конкретного набора модельных параметров мы ограничивались 4-мя итерациями.
При нахождении численных значений двух нелинейных параметров о 0 и SX радиуса кольцевого тока и масштаба епадания тока в токовом слое, соответственно) встретились определенные сложности. Трудность разрешения параметра р0 связана с тем, что в области вблизи Земли ( г -Ъ R ) практически отсутствуют эксперименталь-ные точки. Кроме того, во внутренней магнитосфере магнитный эффект кольцевого тока сходен с эффектом токового слоя хвоста; эти две токовые системы образуют, по-видимому, единую систему - "экваториальный токовый слой" 73 , так что их раздельное описание в нашей модели должно приводить к сильной связи между параметрами х и л0 , которая значительно затрудняет их определение. Эти обстоятельства приводят к неустойчивому поведению модельных параметров и медленной сходимости итераций. Параметр же s вообще не имеет ясного физического смысла; выбор величины этого параметра должен быть сделан исходя из размера моделируемой области в направлении хвоста магнитосферы. Эти причины, а также ограниченные вычислительные ресурсы, побудили нас фиксировать р0 и s на зна -чениях 4 Rp и 50 R_, , соответственно. Оценки показывают, что в . этом случае получаются приемлемые величины магнитного момента кольцевого тока: М 0,25 МЕ, в согласии с результатами [7ІІ.
Для построения различных вариантов модели I, отвечающих различным уровням наземной геомагнитной возмущенности, были определены конкретные значения модельных параметров по экспериментальным выборкам, соответствующим различным величинам Кр-индекса. При этом мы стремились, с одной стороны, достичь достаточного разрешения по 1С, но, с другой стороны, обеспечить достаточное количество экспериментальных точек в каждой выборке. При сортировке экспериментальных данных были выбраны следующие величины (или интервалы) Кр-индекса: (средняя величина HL для последнего интервала составляет 4+).
Результаты определения модельных параметров по экспериментальным данным представлены в таблице 2.1. Каждый, столбец этой таблицы (кроме последних двух) соответствует определенной величине или интервалу Кр-индекса; последние же два относятся к двум интервалам величин АЕ-индекса: АЕ :30 нТл и АЕ 500 нТл. В каждом столбце табл. 2.1 присутствуют следующие величины (сверху вниз): количество точек в соответствующей экспериментальной выборке (к ), среднеквадратичная величина поля в выборке (В), среднеквадратичное отклонение модельного поля от измеренного
Модель системы частичного кольцевого тока
Одной из токовых систем, ответственных за наблюдаемое распределение магнитосферного магнитного поля, является кольцевой ток, текущий вокруг Земли в западном направлении вблизи экваториальной плоскости. Интенсивность кольцевого тока тесно связана с уровнем геомагнитной возмущенности и определяет величину депрессии Н-ком-поненты магнитного поля на низкоширотных станциях. Распределение депрессии по долготе обнаруживает асимметрию с максимумом в вечернем секторе, что в совокупности с фактом обнаружения аналогичной асимметрии в распределении энергичных протонов, создающих кольцевой ток [40J , позволило Камиде и Фукушиме Гбо] сделать вывод, что кольцевой ток представляет собой систему, включающую долгот-но-симметричное распределение тока - симметричный кольцевой ток (DRS-) и долготно-асимметричный частичный кольцевой ток. Последний, замыкаясь посредством продольных (биркеландовских) токов через ионосферу, образует так называемую систему частичного кольцевого тока (щр).
Наглядное представление об асимметрии магнитосферного поля в утренне-вечерней плоскости дают карты изолиний скалярной аномалии дБ ( лВ s J-pJ, где зм " измеРенное полное магнитное поле, Bj - поле внутриземных источников), построенные Сугиурой [75І по данным спутников OGO-3 и 5 для спокойных и средневозмущенных условий (см. рис. 3 и 5 в [75І). Во время сильных возмущений гео -магнитного поля, связанных с главной фазой мировых бурь, магнитный эффект частичного кольцевого тока сравним, а в некоторых случаях даже превышает эффект симметричного тока [so]. Отсюда оче -видна необходимость учета магнитных эффектов системы щр при количественном моделировании магнитосферного поля, по крайней мере для условий сильной геомагнитной возмущенности. Отметим, что недавно было предложено [43,36] альтернативное объяснение низкоширотной асимметрии магнитных возмущений. Согласно этим работам, асимметрия возникает не как результат развития системы DRP , а создается продольными токами, втекающими в ионосферу в околополуденном секторе и вытекающими в околополуночном.
В этом разделе на основе модели, предложенной для описания распределения магнитного поля токовой системы DRP, проведено статистическое исследование долготной асимметрии магнитосферного поля, возникающей во время геомагнитных возмущений. Предложенная модель была включена в качестве дополнительного источника в описанную выше (разд. 2.1 и 2.2) модель I магнитосферного поля, а ее параметры определялись с помощью статистической подгонки к спутниковым измерениям магнитного поля в магнитосфере. При этом массивы данных IMP (г 17 Rg) и HEOS (подразд, 1,3.1 и 1.3.2), использо -ванные при построении магнитосферной модели, были дополнены маг -нитными измерениями, выполненными в 1968 г. на геосинхронном спутнике ATS-I (подразд. Г.3.3), с целью увеличения количества данных в области локализации системы DRP.
При построении модели мы исходили, во-первых, как всегда, из требования максимальной простоты модельных функций и отсутствия математических особенностей в распределении токовой плотности и, во-вторых, из того факта, что в экспериментальных массивах содержатся данные измерений, сделанных лишь за пределами сферы радиуса г %4 R-. В силу последнего обстоятельства мы не ставили цель детально описать в рамках предлагаемой модели структуру продольных токов и замыкающих электроджетов на малых высотах: основная цель состояла в имитации более крупномасштабных магнитных эффектов системы BRP, проявляющихся на расстояниях г 3 5 R .
Исходным пунктом разработки модели токовой системы являлась ее упрощенная имитация бесконечно тонкими дугообразными (дуги окружностей) токовыми нитями. Контур состоит из токовой дуги в экваториальной плоскости солнечно-магнитной системы координат (SM), представляющей экваториальный частичный ток, и четырех дуг в меридиональных плоскостях, имитирующих биркеландовские токи (рис.3.1).
Найдем компоненты поля, создаваемого отдельной токовой дугой. Введем систему координат (рис. 3.2), в которой дуга с радиусом л и угловым полураствором 9 расположена симметрично относительно оси X в плоскости z = 0. Компоненты магнитного вектор-потенциала Т
Зависимость долготного положения полярных каспов от В -компоненты ММП
Очевидно, что структура магнитного поля вблизи области ветвления силовых линий и, в частности, долготная протяженность этой области определяются видом изолиний суммарного поля В сразу под магнитопаузой, окружающих нулевые точки или линии. При этом различиям в геометрии изолиний В на границе магнитосферы должны соответствовать определенные отличия.в форме изолиний интенсивности геофизических эффектов на уровне ионосферы, обусловленных проникновением частиц солнечного ветра через высокоширотные участки маг-нитопаузы. Количественное исследование этого вопроса в полном объеме осложняется необходимостью конкретизации механизма инжекции частиц из переходной области, знания распределения электрических полей и ряда других факторов, В настоящем исследовании использовано упрощающее предположение, что эффективность и характерная глубина проникновения частиц через околокасповую область зависят главным образом от величины модуля магнитного поля в точке инжекции.
В соответствии с этим, картина изолиний интенсивности вторжений на уровне ионосферы может быть получена следующим методом. Вначале определяется положение и геометрия магнитопаузы и находится одна из изолиний модуля В на ней, затем все точки этой изилинии переносятся нормально к магнитопаузе внутрь магнитосферы на расстояние АЪ, определяемое; характерной глубиной проникновения частиц. Далее, смещенная таким образом изолиния проектируется на уровень, ионосферы вдоль силовых линий. Полученный контур можно считать (разумеется, в рамках сделанных предположений) изолинией потоков высыпающихся частиц. Как показано ниже, предлагаемый подход, несмотря на принятые упрощения, позволяет выяснить роль чисто геометрических факторов (конфигурации магнитного поля) в формировании дневной зоны вторжениий и выявить примечательные особенности, связанные с переходом от спокойных условий к возмущенным.
В наших вычислениях выбиралась изолиния В = 5 нТл на модельной магнитопаузе, а характерная глубина инжекпии принималась равной лъ = 0,3 Rg. Если считать, что последняя величина соответствует по смыслу гирорадиусу протонов, то для их характерной энергии получается оценка около 2 кэВ.
Описанный выше метод был применен к эмпирическим моделям дневного магнитосферного поля (3.2) для всех вариантов разделения данных по IL- и АЕ-индексам и интервалам величины В -компоненты ШП. Модельная магнитопауза находилась численным прослеживанием пучка силовых линий, проходящих через малую окрестность нулевой точки, после чего по найденным координатам точек, образующих модельную магнитопаузу, методом наименьших квадратов отыскивались коэффициенты полинома 4-го порядка, который дает наилучшую аппроксимацию участка поверхности магнитосферы, содержащего точку ветвления силовых линий, с характерным размером 1 8 р . При этом среднеква дратичное отклонение алгебраической поверхности от образующих маг-нитопаузу силовых линий во всех случаях не превысило 8.10; Rg.
На рис. 3,8 показаны результаты проектирования изолинии 5 нТл описанным выше способом на уровень ионосферы. Верхний контур соответствует спокойным условиям с Кр = 2Г", I, I , а нижний - умеренно возмущенным с Кр = 3"", 3, 3+. В последнем случае вытянутость проекции в долготном направлении существенно выше, так что отношение долготного размера контура к широтному k = ду/ах достигает к »7, тогда как в спокойных условиях к«2. Следует отметить, что на самой магнитопаузе вытянутость изолиний В существенно меньше: отношение полуосей эллипсов, соответствующих показанным на рис. 3.8 контурам,составляет k%i,2 для спокойных и k 2,3 для возмущенных условий. Таким образом, вытягивание контуров в долготном направлении в значительной мере обусловлено геометрией магнитных силовых линий во внешней части дневной магнитосферы. Важно подчеркнуть, что основной вклад в указанный эффект вносят продольные токи, поскольку в моделях, не содержащих этих токов, как показали пробные расчеты с двухдипольной моделью, заметного вытягивания изолиний В и их ионосферных, проекций не наблюдается (к«1,8). Суть явления в некоторой степени проясняется при анализе значений модельных коэффициентов bx и ъ2 в разложениях (3.2). Для варианта с BL = Г", I, 1+, давшего минимальную вытянутость контура (рис. 3.8, верхний контур), было получено bx = -0,234; ъ2 « 0,021, так что вблизи внешней части каспа, примыкающей к зоне ветвления силовых линий (x«7-I0 R),-для Y-= 0 получаем By»-0,06yz. В то же время варианту с IL = 3 , 3, 3+ соответствует ByJ0,I5yz. Отсюда следует, что в первом варианте силовые линии поля внеземных источников расходятся от плоскости у = 0 с приближением к Земле, а во втором - сходятся. Таким образом,.степень близости суммарного поля к цилиндрически-симметричному во втором случае выше, что и выражается в большей вытяну-тости проекции по долготе.
