Küresel Nötr ve İyon Kutuplu Rüzgar Karakteristikleri
İdealleştirilmiş bir manyetik fırtınanın güneye doğru IMF koşullarında simülasyonu, nötr kutup rüzgarının üç boyutlu doğasını daha iyi anlamak için parçacık çökelmesi, konveksiyon elektrik alanları ve yük değişimi dikkate alınarak gerçekleştirildi. İdealleştirilmiş manyetik fırtına Şekil 4'te gösterilmektedir. Fırtına süresi, 50 dakikalık yükselme süresi ve 50 dakikalık bozulma süresiyle 100 dakikaydı. Fırtına başladığında Kp değerinin sıfır olduğu ve fırtınanın zirvesinde Kp değerinin 6 olduğu varsayıldı. Fırtına başladığında IMF'nin büyüklüğü 4 nT olarak alındı, fırtınanın zirvesinde 6 nT'ye ulaştı ve ardından 4 nT'lik prestorm değerine geri döndü. IMF'nin açısı fırtınanın başlangıcı sırasında 180 ° veya güneye doğru alındı; daha sonra fırtına dinerken güneye dönmeden önce, fırtınanın zirvesinde 135 ° döndürülerek pozitif bir By değeri verdi. Güneş rüzgar yoğunluk değerleri 9 cm olarak alınmıştır -3 4.7 cm değer düşürme ile, prestorm -3 fırtına tepe ve daha sonra 9 cm dönen -3fırtınanın ardından. Güneş rüzgârının hızının 350 km / s şiddetli olduğu, fırtına zirvesinde 850 km / s'ye yükseldiği ve fırtına dindiğinde 350 km / s'ye geri döndüğü varsayıldı.
Kp'nin sıfır olduğu güneş rüzgarı için ortalama koşulda başlayan simüle edilmiş manyetik fırtına özelliklerini gösteren bir grafik. Manyetik alan büyüklüğü 4 nT'den 6 nT'ye yükselirken Kp değeri maksimum 6'ya yükselir ve açı güneye doğru pozitif yönde 45 ° 'ye döner. Fırtınanın büyümesi sırasında güneş rüzgarı yoğunluğu azalırken, güneş rüzgarı hızı artmakta, ardından bu değerler prestorm koşullarına geri dönmektedir. Bu parametreler, yüksek enlemli konveksiyon ve yağış için ampirik modellerin çağrılmasında kullanılır.
500 km'deki sınır koşulları, güneş maksimum yaz koşulları için Schunk ve Sojka'dan [1997] (bkz. Şekil 7a ) uyarlanmıştır . 1 x 10 değeri 5 cm -3 O seçildi + H ile, yoğunluk + yanlışlıkla rezonant yük değiştirme reaksiyonu vasıtasıyla yoğunluğu olan dizi (bakınız Gardner ve Schunk'ın [2004] Daha fazla bilgi için). H s ve O s değerleriyoğunluklar, yük değişim reaksiyonları ve yerel üretim ve kayıp oranları aracılığıyla belirlenir. Dikey hızlar, açık veya serbest akışlı sınır koşulları veren ikinci dereceden türev sınır koşulları kullanılarak belirlenir ve yatay hızlar, konveksiyon elektrik alanları tarafından belirlenir. Parçacık çökelmesinden dolayı sıcaklıkların yükseldiği auroral oval dışında, iyon sıcaklıklarının alt sınırda (500 km) kutup başlığı boyunca sabit olduğu varsayılmıştır. Basitleştirmek için, sıcaklık artışı elektron enerji akısının sabit bir katı olarak alındı. Bu prosedür titiz değildir, ancak gerçekçi auroral sıcaklıklar sağlar. Elektron sıcaklığı, iyon sıcaklıklarıyla aynı şekilde işlendi, Elektron sıcaklığının, parçacık çökeltme alanlarında iyon sıcaklıklarının iki katı kadar arttığı varsayılması dışında. Yük değişim reaksiyonlarında üretilen nötr atomların, oluştukları ana iyon ile aynı sıcaklığa sahip olması gerektiğinden, nötr polar rüzgarın sıcaklığı iyon sıcaklığı ile aynı kabul edildi.Şekil 5 , mevcut simülasyon için 500 km'deki sıcaklık yapısını göstermektedir. Soldaki şekil, simüle edilmiş manyetik fırtınanın başlangıcından önceki iyonlar ve nötr akış partikülleri için sıcaklık yapısını gösterir ve sağdaki şekil fırtınanın zirvesindeki sıcaklık yapısını gösterir. Prestorm koşulları için ilk ısıtma yaklaşık -150 K'de orta derecededir, ancak fırtınanın zirvesinde ısıtma, -2600 K'lık bir artışla daha yüksektir.
Soldaki grafik, minimum miktarda auroral ısıtmanın olduğu prestorm koşulları için 500 km'de iyon ve nötr akış sıcaklığı yapısını gösterir ve sağdaki grafik, büyük artışı gösteren fırtınanın zirvesindeki 500 km'deki sıcaklık yapısıdır. elektron çökelmesi nedeniyle iyon ve nötr akış sıcaklıklarında.
Yük değişim reaksiyonlarının meydana gelmesi için, iyonların alışverişi yükleyebildiği nötr atomların termal bir arka plan kaynağı olmalıdır. Daha önce belirtildiği gibi, bu simülasyon için arka plan nötr atomları MSIS ampirik modelinden alınır ve 500 km'deki özellikleri Şekil 6'da gösterilmektedir . Arka plan nötr sıcaklığı ve yoğunluğunun, değişim için nispeten uzun zaman sabitleri (1–2 saat) nedeniyle bu simülasyonun 2 saatlik periyodu boyunca sabit olduğu varsayılır ve bu simülasyonda nötr kutupların özellikleriyle ilgilendiğimiz için rüzgar. İrtifaya karşı ilk iyon ve nötr akım özellikleri, Gardner ve Schunk'ın [2004] tek boyutlu modeli kullanılarak hesaplanmıştır. konveksiyon elektrik alanları veya auroral çökeltme olmadığında bu bölgeyi simüle etmek için tek boyutlu çözüm tüm kutup bölgesi boyunca haritalandı.
Jeomanyetik koordinat sisteminde (üst) termal nötr H, (orta) termal nötr O ve (alt) nötr sıcaklıklar için 500 km rakım için MSIS yoğunluğu ve sıcaklık dağılımları. Yoğunluklar log 10 (cm- 3 ) cinsindendir ve sıcaklıklar Kelvins cinsindendir. MP, manyetik kutbun yerini gösterir
Şekil 7 , fırtına simülasyonu sırasında yağış bölgesinin enerji girdisinin ve şeklinin nasıl değiştiğini ve çapraz kutuplu sınır potansiyelindeki artışın simülasyon boyunca modelin tüm parametrelerinin nasıl değiştiğini göstermektedir. . Şekil 7a , enerji girişinin düşük ve ovalin 70 ° ile 80 ° enlem arasında olduğunu gösteren simülasyona 4 dakika içindir, Şekil 7b ise fırtına ve oval dönem boyunca enerji girişinin önemli ölçüde arttığını göstermektedir. enlem olarak 50 ° ile 60 ° arasına genişledi. Şekil 7c , tamamen güneye doğru bir IMF için 35,8 kV'luk bir çapraz kutup baş potansiyeli ile ilk potansiyel modelini göstermektedir ve Şekil 7d manyetik alanın pozitif yönde 45 ° derece döndüğü ve manyetik alanın büyüklüğünün 6 nT'ye yükseldiği simüle edilmiş fırtınanın tepe noktasındaki potansiyel örüntüsünü gösterir ve 112.4 kV'luk bir çapraz kutup potansiyeli verir.
Fırtına gösteren elektron, enerji girdisinin Evrimi (erg / cm 2 ler) i (c) prestorm ve (d) bir fırtına tepe noktası için, ilgili potansiyel model (kV) (a) prestorm ve (b) bir fırtına tepe noktası için. Hız vektörleri iyon hızlarını temsil eder ve fırtınanın zirvesinde ∼600 m / s'den ∼1,2 km / s'ye hızdaki artışı gösterir.
Simüle edilmiş manyetik fırtına için iki anlık görüntü Şekil 8'de hem hidrojen iyonları hem de hidrojen akışı parçacıkları için gösterilmektedir. Şekil 8a , simülasyonda 4 dakikada H + için prestorm yoğunluğunu göstermektedir . Korotasyon, simülasyonun dış kenarlarının yakınında, konveksiyonla birlikte, orta bölgelerde, gündüz-gece-öğlen-gece meridyeninde ∼700 m / s'lik bir akış ile korotasyonla birlikte belirgindir. Nötr termal arka planın temel yapısı, H + yoğunluklarında belirgindir ve nötr termal H'nin O + ile yük alışverişi yoluyla H + 'ya dönüştürüldüğünü gösterir . Şekil 8b , H'nin yoğunluk ve hız yapısını göstermektedir simüle edilmiş fırtınanın zirvesinde. Konveksiyon hızları önemli ölçüde artmıştır ve maksimum akışlar kutup başlığında ∼1.4 km / sn'dir. Çökeltme ısınması artık manyetik kutbun gece yarısı tarafına doğru belirgindir, burada artan akışlar nedeniyle H + yoğunlukları tükenir. Şekil 8c , nötr H buhar partikülleri için prestorm profilidir. Yoğunluklar, H + ve nötr termal O üreten nötr H akışı partikülleri arasındaki yük değişiminden dolayı nötr O yoğunluklarına benzer . Nötr H akışı parçacıkları için maksimum hız , çarpışma kayıpları nedeniyle H + ' nınkinden biraz daha azdır , ancak ana H + atomları ile aynı genel hız yapısına sahiptir .Şekil 8d
simüle edilmiş fırtınanın zirvesindeki nötr H akışı partikülleri için yoğunluk ve hız yapısını gösterir. Yine, nötr O yoğunluklarının genel yapısı, nötr H akışı yoğunluklarında belirgindir ve hız yapısı, auroral ısınmaya bağlı olarak nötr H akışı parçacıklarının ek çıkışının neden olduğu basınç gradyanları nedeniyle biraz değiştirilmiştir. Net sonuç, nötr H akışı partiküllerinin, auroral bölgedeki artan yoğunluklar nedeniyle ana iyonlardan ve basınç gradyanlarından gelen momentum aktarımı nedeniyle her yönde hareket etmesidir. Orada da nötr H eklemek diğer işlemler olabilir ler gibi çarpışma esnek ve esnek olmayan saçılma açısı yayılan tüm yönlerde hareket eden, ancak işlemler hakim muhtemelen yukarıda açıklanan.
(A) H + prestorm, (b) H fırtına zirvesi, (c) H s prestorm ve (d) H s fırtına zirvesi için 1000 km'de 1000 km'de yoğunluk ve hız dağılımları . Yoğunluklar (cm- 3 ), renk çubuğunda gösterildiği gibi bir günlük ölçeğinde çizilir; maksimum yatay hız, her bir grafiğin sağ alt tarafında, rakım sol üstte ve zaman sol altta olacak şekilde gösterilir.
Oksijen iyonları ve nötr oksijen akımı partikülleri için aynı zaman serisi anlık görüntüleri Şekil 9'da gösterilmektedir Isıtma, ağır O türleri için yoğunlukların yapısında çok daha önemli bir faktördür. Şekil 9a O + iyonları için 4 dakika simülasyonda yoğunluk ve hız yapısını gösterir . Küçük bir artış olmasına rağmen, oval yoğunluk yapısı üzerinde en büyük etkiye sahiptir; bu aynı zamanda O + atomları için tüm çözelti boyunca uygulanan sabit bir düşük sınır yoğunluğundan kaynaklanmaktadır . H + hızlarında olduğu gibi, çözümün kenarlarında korotasyon belirgindir ve maksimum öğlen-gece yarısı akış hızları -700 m / s'dir. Şekil 9bfırtınanın zirvesindeki O + atomlarının yoğunluk ve hız yapısını gösterir, auroral ısınma auroral ovalde O + yoğunluklarının artmasına neden olur . Şekil 9c prestorm koşulları için nötr O akışı yoğunluğunu ve hız yapısını gösterir. Yine, O + ile olduğu gibi, auroral ovalde artan yoğunluklarla gösterildiği gibi, ısıtmanın yoğunluklar üzerinde büyük bir etkisi vardır. Şekil 9d fırtınanın zirvesindeki nötr O akışı parçacıklarını göstermektedir. Artan ısınmaya bağlı olarak auroral ovalde artan yoğunluklar, momentum akışına hakim olan basınç gradyan kuvveti nedeniyle hız yapısı değişiklikleri ile birlikte belirgindir
Aynı şekilde , Şekil 8 , ancak (a) O + prestorm, (b) O + fırtına piki (c) O ler prestorm, ve (d) O s fırtına tepe noktasını gösterir.
Şekil 10 , kutup başlığındaki baskın güneş karşıtı akış ile fırtınanın zirvesindeki öğle-gece yarısı meridyenini kesenleri göstermektedir. Şekil 10a , gece yarısı sektöründe düşük irtifalarda bir ısırık olarak ve daha yüksek irtifalarda bir artış olarak görülen auroral ısınma ile H + atomları için dikey yoğunluk ve hız yapısını göstermektedir . Şekil 10b , nötr H akışı partikülleri için aynı dikey yapıyı göstermektedir. Gece yarısı sektöründe, auroral oval üzerinde daha düşük rakımlarda yoğunluklarda hafif bir azalma olarak artan dışa akış belirgindir. Şekil 10c , O + ' nın dikey yapısını gösterir.gün kenarındaki auroral oval üzerinde hafif bir yükselme olan atomlar, kutup başlığı boyunca tersine akış, gece kenarındaki ovalin yakınında alçalan akış ve daha sonra gece kenarındaki oval üzerinde artan çıkışlar. Şekil 10d , nötr arka plan ve jeokoronal H ile O + 'nın yük değişiminden kaynaklanan karşılık gelen nötr O akışı partiküllerini gösterir.Artan sıcaklıklar ve yük değişimi, basıncın hakim olduğu hızlara sahip tüm irtifalarda büyük miktarlarda nötr O akışı partikülleri üretmek için birleşir. gradyanlar.
Fırtınanın zirvesindeki (a) H + , (b) O + , (c) H s ve (d) O s için yoğunluk ve hız yapısını gösteren öğle-gece yarısı meridyeni boyunca dikey kesik . Log yoğunlukları çizilir ve renk çubuğunda (cm −3 ) gösterilir, maksimum hız her grafiğin sağ alt kısmında simülasyon süresi sol altta gösterilir.
Karşılık gelen nötr H kutuplu rüzgar çıkış akıları büyük ölçüde alt sınır koşullarına bağlıdır, ancak 10 9 cm −2 s −1 mertebesindeyken , nötr O kutuplu rüzgar çıkış akıları O + miktarına bağlıdır. ücret değişimi için mevcut ancak yine de 10 9 cm −2 s −1 veya daha yüksek seviyededir.
Özet ve Sonuçlar
Kuzey ve güney yarım kürelerin kutup başlıkları, nötr ve iyon kutuplu rüzgarlar için itici kuvvetleri sağlamak için bir araya gelen konveksiyon, yağış ve yük değişimiyle oldukça karmaşık, dinamik bir yapı gösterir. Konveksiyon iyonları yönlendirir, çökeltme onları ısıtır ve daha sonra hızlı akan enerjik nötr akış parçacıkları üretmek için arka plan ve jeokoronal atomlarla yük değişim reaksiyonlarına girerler. Nötr akım akışının karmaşıklığı, bu nedenle iyon akışının karmaşıklığıyla kontrol edilir ve bu nedenle, tüm yönlerde ilerleyen akışlarla birlikte nötr akış akışları çok karmaşık olabilir.
Nötr partiküllerin akışları, hem H akışı hem de O akışı partikülleri için ∼10 9 cm −2 s −1 düzeyindedir . Bu, IMAGE uzay aracında LENA cihazı tarafından perigee geçişleri sırasında gözlemlenen akıların gerçekten de nötr akış parçacıkları olduğunu gösterir [ Wilson et al. , 2003]. Perigee geçişleri sırasında, IMAGE uzay aracı 10 km / s hıza ulaşacak ve böylece, uzay aracı hızı nedeniyle ölçülen nötrlerin enerjisindeki görünür artışa bağlı olarak LENA cihazının 0.1–5 eV aralığında nötrleri görüntülemesine izin verecektir. Bununla birlikte, uzay aracının hareketinden kaynaklanan enerjideki artış, LENA cihazının hidrojeni algılaması için yeterli enerji eklemeyecektir ve bu nedenle görüntülenen nötrler büyük olasılıkla nötr O'dur. Simülasyonumuzdaki nötrler her yöne hareket ediyor gibi göründüklerinden, LENA tarafından görüntülenen nötrlerin, yüksek enlem üst taraftaki iyonosferdeki yük değişim reaksiyonlarında oluşturulan nötr akış parçacıkları olduğunu gösterebilir.