Жеребцов Г.А. Физические процессы в полярной ионосфере. Москва, 1988.

8.2.2. Влияние межпланетного магнитного поля на пространственную структуру полярной ионосферы В предыдущем разделе было подробно рассмотрено распределение плазмы в полярной ионосфере в зимних условиях при задаваемом крупно­ масштабном электрическом поле, определяемом моделью А Хеппнера [18]. Однако хорошо известно, что электрическое поле не является неизменным во времени, его пространственное распределение меняется при изменении параметров обтекающего земную магнитосферу солнечного ветра, в част­ ности при изменении величины и направления межпланетного магнитного поля (ММП). В работе [ 24] на основании измерений на спутнике ОГО-6 выделены 12 типичных конфигураций распределения электрического поля в полярной шапке вдоль меридиана утро—вечер. Эти конфигурации электрического поля соответствуют различным условиям в ММП, Для некоторых из этих типичных случаев в [18] построены картины распределения крупно­ масштабного электрического поля в высоких широтах, в частности модель А, с использованием которой были получены результаты, описанные в пре­ дыдущем разделе. Представляет большой интерес вопрос о том, как влияют изменения ММП, вызывающие изменения крупномасштабного электри­ ческого поля в высоких широтах, на пространственное распределение ионосферной плазмы и характеризующих ее параметров, в частности на тепловой режим полярной ионосферы. Для получения ответа на этот вопрос были проведены расчеты [17], аналогичные описанным в предыдущем разделе, но только с использо­ ванием модели конвекции В Хеппнера, и проведено сравнение результатов расчетов для двух моделей А и В Хеппнера, которые отвечают различным условиям в ММП. Модели А и В отвечают таким распределениям крупно­ масштабного электрического поля в высоких широтах, которые наблю­ даются при направлениях вектора ММП, имеющих азимутальные углы в пределах 270—360 и 90—180° соответственно. Таким образом, для выбран­ ных моделей А и В соответствующие им векторы ММП имеют противопо­ ложные направления: модель А соответствует случаю Вх > 0, Ву < о, а модель В — случаю Вх < 0 , Ву > 0 . Расчеты были проведены для условий зимы, низкой солнечной актив­ ности (F j0)7 = 70), при конфигурациях зон высыпания мягких электронов, показанных на рис. 8.7, а, и параметрах их потоков, указанных в разд. 8,2.1. Результаты расчетов представлены на рис. 8.7 и 8.8. Нетрудно заметить, что как при модели А , так и при модели В сформи­ ровались основные структурные особенности полярной ионосферы: язык ионизации над полярной шапкой, полярный и авроральный пики, высоко­ широтный провал с наиболее глубокими областями в утреннем и вечернем Рис. 8.7. Результаты расчетов и используемые модели конвекции а - модели конвекции А и В, а также задаваемые зоны высыпания мягких элект­ ронов (заштрихованы) ; б —рассчитанные распределения N, Т(, Те на уровне 300 км для моделей А и В. Значения N получаются умножением стоящих на изолиниях чисел на 104 см"3, температура выражена в градусах Кельвина 202