авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:     | 1 |   ...   | 16 | 17 || 19 | 20 |   ...   | 25 |

«ОГЛАВЛЕНИЕ Том I Предисловие................................................... 11 ...»

-- [ Страница 18 ] --

Это объясняется тем, что при вытягивании силовых линий за счет эффекта рас щепления дрейфовых облочек частицы с большими питч-углами смещаются ближе к Земле, а с малыми удаляются от Земли. Взрывная фаза сопровождается так называемой инжекцией частиц — быстрым увеличением потока частиц на всех энергиях за счет ускорения частиц в индукционном электрическом поле в области резкого изменения магнитного поля при диполизации (например, Birn et al., 1998;

Sarris, Li, 2005) (рис. 4.4.26). Инжектированные, практически одновременно уско Рис. 4.4.26. Результат расчета потоков протонов и электронов с энергией E = 180 кэВ, сгенерированных в результате ускорения в индукционном электрическом поле, связанном с диполизацией магнитного поля в ближней магнитосфере при магнитном пересоединении на 23RE. Величины потоков нормализованы на их начальное значение. Черные контуры представляют изолинии величины электрического поля поперек хвоста, белая линия показы вает положение магнитной нейтральной линии. Основное ускорение происходит не в области пересоединения, а в околоземной области (из работы Birn, 1998) ренные энергичные частицы («бездисперсионная» инжекция) испытывают магнитный дрейф (электроны на восток, ионы на запад), при этом, из-за зависимости скоро сти дрейфа от энергии и питч-угла, в головной части облака находятся частицы больших энергий и наблюдается поперечная анизотропия. При контакте этих частиц с холодной плазмосферной плазмой дрейфующие энергичные частицы эффективно 472 Гл. 4. Магнитосфера Земли взаимодействуют с циклотронными волнами, что приводит к высыпаниям энергичных протонов и электронов (в частности, в области плазмосферного выступа или так называемого плазмосферного «хвоста» или «плюмажа» (см., например, Trakhtengerts, Demekhov, 2005).

Магнитное поле, магнитное давление и магнитный поток в долях хвоста магнитосферы. Вытягивание силовых линий магнитного поля в ночной магнито сфере сопровождается увеличением величины магнитного поля в долях хвоста и, соответственно, плотности магнитной энергии (магнитного давления Pm = B 2 /20 ) (например, Caan et al., 1978;

Yamaguchi et al., 2004) (рис. 4.4.27). Одновременно Рис. 4.4.27. Вариации магнитного давления (Pm = B 2 /20 ) в долях хвоста магнитосферы относительно начала взрывной фазы суббури, определенному по наземным магнитным данным (а) (из работы Caan et al., 1978). Вариации в центральной части хвоста показаны отдельно для расстояний 10–17RE и 17–20RE. На предварительной фазе магнитное давление растет и во время взрывной фазы — уменьшается. Вариации горизонтальной компоненты магнитного поля в долях хвоста (б) (из работы Nakai, Kamide, 2004). Значения нормализованы к Xgsm = 20RE, Dst = 50 нТл, PD = 2,5 нПа увеличивается диаметр хвоста магнитосферы (Maezawa, 1975). В работах Шухти ной и др. (Shukhtina et al., 2004;

2005) получены количественные соотношения, показывающие зависимость магнитного поля в долях хвоста и диаметра хвоста непосредственно перед началом взрывной фазы от параметров межпланетной среды и расстояния от Земли. В среднем, разность между радиусами хвоста магнитосферы перед началом взрывной фазы и в спокойных условиях составляет 1–3RE. Значение магнитного поля перед началом взрывной фазы превышает поле в спокойных усло виях на несколько нТл. Магнитный поток в долях хвоста перед суббурей равен F [ГВб] = 0,87 + 0,12Em [мВ/м], где Em = VSW (Bz + By ) sin3 (/2) (VSW — скорость солнечного ветра) имеет 2 2 0, размерность электрического поля и определяет скорость пересоединения на дневной 4.4. Структура и динамика «хвоста» магнитосферы магнитопаузе. Величина 0,87 ГВб соответствует, очевидно, фоновому магнитному потоку в долях хвоста, а величина 0,12Em соответствует дополнительному потоку, накопленному в магнитосфере во время предварительной фазы.

Уменьшение (распад) тока в плазменном слое магнитосферы во время взрывной фазы приводит к уменьшению магнитного поля в долях хвоста магнитосферы, со ответственно уменьшается и плотность магнитной энергии (магнитное давление).

Наиболее существенное уменьшение магнитного давления происходит в ближней к Земле области магнитосферы на расстояниях 8–20RE и при |YGSM | 10RE, где это давление падает в среднем на величину около 0,1 нПа (Caan et al., 1978;

Yamaguchi et al., 2004). Оценка диссипации магнитной энергии, основанная на средних значениях изменения плотности магнитной энергии и размеров области, где эти изменения происходят, дает = 2 · 1014 Дж (Yahnin et al., 2006a). Во время интенсивных суббурь энерговыделение в хвосте магнитосферы может быть на порядок больше (Baker et al., 1997). Как следствие уменьшения магнитного поля и площади сечения магнитосферы (Maezawa, 1975) во время взрывной фазы суббури уменьшается и магнитный поток в долях хвоста.

Шухтина и др. (Shukhtina et al., 2005) показали, что в среднем, магнитный поток, накопленный в долях хвоста во время предварительной фазы, равен потоку через авроральную выпуклость в максимуме взрывной фазы авроральной суббури. В пред положении, что сияния авроральной выпуклости сопряжены с областью магнитного пересоединения в приземной части плазменного слоя (Pudovkin, 1991;

Atkinson, 1992;

Yahnin et al., 2006b), это означает, что магнитный поток, запасенный в предвари тельную фазу, и поток, пересоединенный во время взрывной фазы, примерно равны.

Образование тонкого токового слоя в приземной области плазменного слоя.

Наблюдения и моделирование показывают, что усиление тока, текущего в плазмен ном слое поперек магнитосферы, во время предварительной фазы сопровождается уменьшением толщины токового слоя до размеров, сравнимых с гирорадиусом про тонов плазменного слоя (см. обзор Сергеева и др. (Sergeev et al., 1996b)). Тонкие интенсивные токовые слои наблюдаются во время предварительной фазы суббури и в начале взрывной фазы на расстояниях 6–30RE в хвосте магнитосферы. Плотность тока достигает 20–40 нА/м2 (например, Asano et al., 2003).

Распад тока, быстрые потоки плазмы в плазменном слое и связанные с ними вариации Bz магнитного поля, плазмоиды. Взрывная фаза суббури в магнитосфере характеризуется, как уже было отмечено, диполизацией силовых линий магнитного поля. Возврат к конфигурации, предшествующей вытягиванию силовых линий во время предварительной фазы, связан с резким уменьшением величины тока поперек хвоста магнитосферы. В начале взрывной фазы ток уменьшается в околоземной части токового слоя (там, где во время предварительной фазы интенсивность тока достигает максимальной величины). В период, когда уменьшается ток в околоземной части токового слоя, процесс усиления тока на больших удалениях от Земли может про должаться (Сергеев и др., 1982). Анализ, проведенный в работе (Asano et al., 2004), показал, что после начала взрывной фазы тонкий слой с повышенной плотностью тока образуется в более далекой, по сравнению с предварительной фазой, области плазменного слоя хвоста магнитосферы. Это, очевидно, приводит к неустойчивости тока, и в ходе взрывной фазы область распада тока распространяется в хвост маг нитосферы. Скорость распространения области распада тока в хвост магнитосферы составляет 200–300 км/с (Ohtani et al., 1992;

Jacquey et al., 1993).

Распад тока в плазменном слое сопровождается большими флуктуациями магнит ного поля, B/B 1 (Lui, 1996;

рис. 4.4.28).

474 Гл. 4. Магнитосфера Земли Рис. 4.4.28. Схематическое изображение области распада тока (Lui, 1991). В этой области ламинарный ток поперек хвоста (широкие длинные заштрихованные стрелки) становится турбулентным (короткие заштрихованные стрелки) и даже может менять знак. Соответствен но, наблюдаются хаотические флуктуации магнитного поля (черные стрелки), которые могут включать и перевороты Bz к югу. В турбулентной области ток ослаблен, а на ее краях от клоняется вдоль силовых линий (узкие длинные заштрихованные стрелки). Также схематично показаны мгновенные радиальные профили Bz -компоненты магнитного поля в этой области В то же время, в связи с началом взрывной фазы и во время ее развития, в хвосте магнитосферы наблюдаются быстрые потоки плазмы. Диполизация магнитного поля в ближней к Земле области магнитосферы сопровождается потоками плазмы из хвоста магнитосферы в направлении Земли (Fairfield et al., 1999), конвективная (V = [E B]/B 2 ) скорость в которых достигает нескольких сотен км/с (см., на пример, Ohtani, 2004). Спутники, находящиеся в начале взрывной фазы суббури в «среднем» хвосте магнитосферы ( = 15 30RE ) регистрируют потоки плазмы, направленные от Земли в хвост магнитосферы. В головной части такого потока магнитное поле сжато и направлено к северу;

затем направление поля меняется на южное (Hones, 1979;

Ieda et al., 2001). Такие вариации магнитного поля интерпрети руются как признак наличия замкнутых петель магнитного поля, которые получили название «плазмоиды». Во время взрывной фазы спутник, находящийся в плазменном слое «среднего» хвоста магнитосферы, может наблюдать смену направления потока плазмы: поток от Земли в хвост сменяется потоком к Земле, при этом меняется и направление Bz -компоненты магнитного поля от южного к северному (например, Bieber et al., 1982;

Yahnin et al., 2006b). Это обычно интерпретируется как прохожде ние мимо спутника нейтральной линии X-типа (области магнитного пересоединения) (рис. 4.4.29).

4. Пространственно-временная структура суббури. Детальное изучение про явлений взрывной фазы суббури показало, что она развивается не монотонно, а как сумма отдельных активизаций. Развитие глобальной авроральной выпуклости обычно состоит из нескольких авроральных активизаций длительностью 5–10 мин, локализо ванных в различных долготных секторах. Каждой такой активизации соответствует 4.4. Структура и динамика «хвоста» магнитосферы Рис. 4.4.29. Сверху вниз: вариации полного (суммы магнитного и плазменного) давления (а), отношения плазменного давления к магнитному (б), Bz -компоненты магнитного поля (в) и компоненты Vx скорости плазмы (г) во время событий, когда спутник «Geotail» в плазменном слое регистрировал обращение направления потока плазмы. Рисунок построен методом нало жения эпох;

за нулевую эпоху принят момент обращения потока. Обращение потока, типичная для плазмоида вариация Bz -компоненты, и утоньшение плазменного слоя (уменьшение ) указывают на процесс магнитного пересоединения. В то же время падение полного давления указывает на распад тока, пространственно совпадающий с обращением потока отдельный всплеск пульсаций PiB и Pi2, отдельный всплеск риометрического поглоще ния, своя западная электроструя и отдельная система продольных токов, проявления которых видны в данных низко- и среднеширотных магнитных станций (Sergeev, 1974;

Vorobjev, Rezhenov, 1975;

Wiens, Rostoker, 1977;

Сергеев и Яхнин, 1979а). В магни тосфере такая структура обнаруживается в развитии продольных токов и инжекций энергичных частиц по данным геостационарных спутников (Nagai, 1982;

Nagai et al., 1983), а также в вариациях полей и частиц по данным спутников в «среднем» хвосте магнитосферы (Pytte et al., 1976b). Типичная взрывная фаза состоит из нескольких таких активизаций, которые в работах разных авторов получили названия микросуб бурь (Sergeev, 1974;

Сергеев и Яхнин, 1979б), множественных начал суббури (Pytte et al., 1976a), суббуревых интенсификаций (Rostoker et al., 1980).

В свою очередь, активизация в каждом отдельном долготном секторе состоит из серии нескольких более коротких импульсов. В сияниях эта дискретизация процесса взрывной фазы проявляется в последовательном образовании новых дуг на фронте авроральной выпуклости. Дуги образуются последовательно через 1–3 мин на рас стояниях 50–100 км к полюсу от предшествующих (Sergeev, Yahnin, 1979;

Yahnin et al., 1983;

Корнилова и др., 1990;

). За счет образования таких дуг и происходит 476 Гл. 4. Магнитосфера Земли расширение выпуклости к полюсу. Появлению каждой дуги, по-видимому, соответ ствует начало нового всплеска Pi2 (Сергеев и др., 1978;

Sergeev et al., 1981), но, поскольку период этих колебаний сравним со скважностью в образовании новых дуг, использование Pi2 для диагностики такой тонкой временной структуры затруднено.

В то же время, можно видеть соответствие каждого импульса в развитии авро ральной суббури и отдельного всплеска высокочастотных пульсаций Pi1B (Yahnin et al., 1983;

Bosinger, Yahnin, 1987). Иногда удается различить тонкую временную структуру суббури и в динамике ионосферных и продольных токов (Yahnin et al., 1983;

Sergeev et al., 2000). В магнитосферных данных также видны признаки тонкой структуры взрывной фазы суббури. В работе (Yahnin et al., 1990) показано соответ ствие временной структуры в полярных сияниях и в пульсациях Pi1B с импульсными усилениями потоков энергичных протонов на геостационарной орбите (рис. 4.4.30).

В работе (Lazutin et al., 1998) также выявлена тонкая структура в данных измере Рис. 4.4.30. Одновременные наблюдения геомагнитных пульсаций PiB на земной поверхности в полуночном секторе и потока энергичных (E 400 кэВ) протонов в полуденном и вечернем секторах на геостационарной орбите. Структура протонной инжекции повторяет временную структуру PiB и прослеживается во время дрейфа протонов с вечерней на дневную сторону.

Эта структура «размывается» при последовательных оборотах протонного облака вокруг Земли вследствие дисперсии частиц по скоростям 4.4. Структура и динамика «хвоста» магнитосферы ний энергичных частиц вблизи геостационарной орбиты. В работе (Sergeev et al., 2000) показана взаимосвязь активизаций сияний на полярном краю авроральной выпуклости с генерацией пучков протонов с характерной скважностью 2–3 мин, наблюдавшихся на высотах 3RE внутри авроральной выпуклости. Примеры тесной корреляции тонкой временной структуры взрывной фазы суббури в ионосферных и магнитосферных данных также показаны в работах (Sergeev, Yahnin, 1979;

Sergeev et al., 1986a,b).

Характерную длительность отдельного импульса можно оценить по длительности вспышки дуги сияния или по длительности всплеска энергичных частиц, генери руемых во время взрывной фазы и наблюдавшихся на аэростатах. Из этих данных следует, что длительность отдельного импульса ускорения частиц во время взрывной фазы составляет несколько десятков секунд (например, Лазутин, 1979). Заметим, что, несмотря на достаточно высокое временное разрешение приборов, корреляции на меньших временных масштабах в описанных выше данных не обнаружено.

Таким образом, взрывная фаза суббури представляет собой интегральный эффект множества локализованных по долготе последовательных активизаций, длительность каждой из которых составляет несколько десятков секунд.

5. Область локализации начала взрывной фазы суббури в магнитосфере.

Как следует из вышесказанного, динамика полярных сияний действительно отра жает глобальную динамику развития магнитосферной суббури, включая ее тонкую пространственно-временную структуру. Это делает наблюдения полярных сияний незаменимым инструментом при изучении магнитосферной суббури. В то же время, интерпретация данных о сияниях (равно как данных других ионосферных наблю дений) затруднена из-за проблемы взаимного проектирования ионосферных и маг нитосферных явлений. Использование стандартных магнитосферных моделей неэф фективно, поскольку они дают лишь усредненные конфигурации, заведомо отличные от условий конкретной суббури. Например, в течение одной лишь предварительной фазы (за время порядка одного часа), при неизменных внешних условиях, определяю щих входные параметры модели, конфигурация магнитосферы существенно меняется, в то время как модель дает лишь одну конфигурацию. Использование моделей, адаптированных к конкретным условиям (Kubyshkina et al., 1999), возможно далеко не во всех случаях, поскольку требует наличия одновременных спутниковых изме рений параметров магнитного поля и плазмы в различных областях магнитосферы.

Как следствие, в принципиальном для механизма генерации дискретных дуг сияний, а значит и для механизма суббури, вопросе о местоположении источника суббуревых сияний в магнитосфере согласия до сих пор нет. По-видимому, общепринятым можно считать лишь то, что взрывная фаза авроральной суббури начинается в приземной части плазменного слоя (аргументы в пользу этого утверждения можно найти, напри мер, в работах (Lui, Barrows, 1978;

Sergeev, Yahnin, 1979;

Feldstein, Galperin, 1985;

Galperin, Feldstein, 1991)). Однако именно в этой области геометрия магнитного поля существенно меняется от квазидипольной до сильно вытянутой в окрестности тонкого токового слоя.

Часть исследователей (например, Лазутин, 1985;

Shiokawa et al., 1987;

1988) считают, что сияния во время брейкапа генерируются в области квазидипольных си ловых линий. Один из основных аргументов сторонников этой точки зрения состоит в том, что в стандартных моделях магнитосферы брейкап наиболее экваториальной дуги проектируется в область квазидипольных силовых линий (например, Frank, Sig warth, 2000;

Wanliss, 2006). При этом не учитывается, что в конце предварительной фазы конфигурация магнитосферы существенно отличается от среднестатистической.

В частности, генерация тонкого токового слоя в приземной части плазменного слоя 478 Гл. 4. Магнитосфера Земли приводит к уменьшению магнитного поля в токовом слое и сильному вытягиванию силовых линий.

Другая точка зрения на область генерации сияний состоит в том, что потоки электронов, ответственные за дискретные сияния во время брейкапа, формируют ся на силовых линиях, вытянутых в хвост магнитосферы. Основанием для такой точки зрения служит, в частности, сопоставление положения дуг сияний с обла стью высыпания энергичных электронов. Расчеты (например, Сергеев и Цыганенко, 1982) и многочисленные экспериментальные данные показывают, что уменьшение магнитного поля на экваторе приводит к изотропизации питч-углового распределения и заполнению конуса потерь энергичных электронов внешнего радиационного пояса, вследствие нарушения адиабатичности движения частиц при выполнении условия B Bx =z 8, G z где — радиус кривизны силовой линии;

— ларморовский радиус частицы;

Bz и Bx — вертикальная и горизонтальная компоненты магнитного поля;

G = mv/q, m, v, q — масса, скорость и заряд частицы). Вблизи Земли, в области больших значений Bz изотропизация прекращается, и формируется граница изотропных высыпаний, получившая название «границы изотропии». Эти высыпания энергичных электронов формируют полосу риометрического поглощения в ионосфере (Сергеев и др., 1983;

Jussila et al., 2004), которая наблюдается во время предварительной фазы суббури (рис. 4.4.23). Дуги сияний располагаются к полюсу от этой полосы, т. е. источник дуг располагается дальше от Земли, чем граница изотропии энергичных электронов (Сергеев и др., 1983;

Yahnin et al., 1997). Это позволяет утверждать, что источник дискретных дуг находится на вытянутых силовых линиях, где, по оценке Сергеева и др. (1983), Bz составляет лишь несколько нТл.

Исследования с использованием моделей магнитосферного магнитного поля, адап тированных к измерениям на нескольких космических аппаратах в конкретных ситуа циях, это подтверждают. Например, в работе (Yahnin et al., 2002) показано, что непо средственно перед началом брейкапа дуга сияния, располагавшаяся на геомагнитной широте 64 градуса, проектировалась в интенсивный ( 40 нА/м2 ) тонкий ( 0,12RE ) токовый слой, в область вытянутых силовых линий. Тонкий токовый слой располагался в этом событии на расстояниях 9–15RE. В периоды геомагнитных бурь токовый слой может приближаться к Земле до расстояний 5–6RE (Pulkkinen et al., 2006).

6. Интерпретация магнитосферных проявлений суббури. Неустойчивости, привлекаемые для описания начала взрывной фазы суббури. Для интерпретации начала взрывной фазы суббури на квазидипольных силовых линиях часто привле кают различные модификации перестановочной неустойчивости (например, Roux et al., 1991;

Ohtani, Tamao, 1993;

Головчанская и др., 2004), стремящейся «уменьшить»

направленный к Земле градиент давления плазмы в приземной области пламенного слоя. Верхняя часть рис. 4.4.31 (из работы Golovchanskaya, Kullen, 2005) иллю стрирует различие «стандартной» перестановочной неустойчивости, когда градиент давления плазмы антипараллелен градиенту объема магнитной трубки единичного сечения, и «бароклинной» моды, которая развивается вследствие азимутального гра диента давления плазмы. В частности, моделирование, проведенное в работе (Min galev et al., 2006), показало, что развитие бароклинной моды приводит к генерации продольного тока с интенсивностью достаточной для генерации сияний.

Неустойчивости тока хвоста магнитосферы представлены в нижней части рис. 4.4.31 (из работы Yoon, 2002). Среди этих неустойчивостей широко известна и довольно хорошо изучена тиринг-неустойчивость, разбивающая ток хвоста магнито сферы на волокна и приводящая к магнитному пересоединению (см., например, обзор 4.4. Структура и динамика «хвоста» магнитосферы Рис. 4.4.31. Неустойчивости, используемые для описания начала взрывной фазы суббури.

Вверху: схематическое представление баллонной (слева) и бароклинной (справа) мод пере становочной неустойчивости (из работы Golovchanskaya, Kullen, 2005). Внизу: схематическое представление неустойчивостей тонкого токового слоя (из работы Yoon, 2002) (Зеленый, 1986)). В связи с обнаружением в наблюдениях на спутниках «Cluster»

крупномасштабных колебаний токового слоя, распространяющихся от центра к флангам магнитосферы (Sergeev et al., 2004), внимание исследователей было привлечено к изгибным и «сосисочным» неустойчивостям токового слоя (Zhu, Winglee, 1996;

Yoon et al., 2002). Широкий класс нижнегибридных дрейфовых неустойчивостей или неустойчивостей тока поперек поля (cross-field current instabilities) привлекается для описания процесса распада тока хвоста магнитосферы (Lui, 1996).

Магнитное пересоединение и распад тока. Одним из основных проявлений магнитосферной суббури являются быстрые конвективные потоки плазмы в цен тральной части плазменного слоя, направленные как от Земли, так и к Земле.

480 Гл. 4. Магнитосфера Земли По-видимому, разнонаправленные потоки генерируются одним источником, как это было показано по данным наблюдений на двух спутниках (Petrukovich et al., 1998).

Разнонаправленные конвективные потоки плазмы в плазменном слое естественно интерпретировать как следствие процесса магнитного пересоединения. Недавние наблюдения на системе спутников «Cluster» убедительно показали, что во время суббурь магнитное пересоединение действительно имеет место. Так, в работе (Runov et al., 2003) показано, что во время прохождения мимо спутников «Cluster» источ ника разнонаправленных потоков плазмы, не только знак вертикальной компоненты магнитного поля (Bz 0 при Vx 0, Bz 0 при Vx 0), но и кривизна силовых линий по обе стороны от источника потоков согласуются с тем, что ожидается при пересоединении. Детальные наблюдения на спутниках «Geotail» и «Cluster» (Nagai et al., 2001;

Nakamura et al., 2004;

Alexeev et al., 2005) также показали, что кар тина полей и потоков частиц в окрестности источника разнонаправленных потоков соответствует так называемой токовой системе Холла, характерной для магнитного пересоединения в двухжидкостной МГД (Sonnerup, 1979). В частности было показа но наличие характерного квадрупольного распределения By -компоненты магнитного поля в окрестности диффузионной области, а также тока холодных электронов, втекающих в область обращения потока на внешней кромке плазменного слоя, и продольного тока ускоренных электронов, вытекающих из области пересоединения внутри плазменного слоя (рис. 4.4.32). Возможно, что именно пучки ускоренных электронов, распространяющихся от области пересоединения вдоль силовых линий внутри плазменного слоя, связаны с формированием дискретных форм полярных си яний. Идея о тесной связи области пересоединения и сияний не нова и обсуждалась, в частности, в работах (Pudovkin et al., 1991;

Atkinson, 1992). Эта идея недавно была поддержана сопоставлением данных спутника «Geotail» в плазменном слое и наблюдений полярных сияний со спутника «Polar», которое показало, что область обращения быстрых потоков плазмы в плазменном слое проектируется в ионосферу в район полярной кромки авроральной выпуклости (Yahnin et al., 2006b).

Хотя наличие магнитного пересоединения в плазменном (токовом) слое хвоста магнитосферы во время суббури не вызывает сомнений, ключевой для магнито сферной физики вопрос о связи пересоединения с началом взрывной фазы суббури остается открытым.

Процессу магнитного пересоединения, как возможному механизму начала взрыв ной фазы суббури, часто противопоставляют процесс распада тока хвоста, кото рый также является неотъемлемой частью феноменологического описания суббури.

Спутник, находящийся в области распада тока, оказывается в турбулентной среде и измеряет сильно флуктуирующее магнитное поле (рис. 4.4.28). В частности, это может привести к обращениям Bz -компоненты магнитного поля в токовом слое.

Таким образом, наблюдение отрицательных значений Bz в плазменном слое может быть объяснено и без привлечения пересоединения. В схеме взрывной фазы суббури, в которой распад тока является основным механизмом, естественное объяснение получают и потоки плазмы к Земле. Они являются следствием волны разрежения, распространяющейся в хвост магнитосферы, в соответствии с движением в хвост области распада тока (Lui, 1991).

«Противостояние» двух наиболее часто обсуждаемых феноменологических мо делей (магнитного пересоединения и распада тока) обусловлено, в частности, тем, что эти процессы часто предполагаются существенно разнесенными в пространстве.

Анализ статистики быстрых потоков плазмы в плазменном слое по данным спутника «Geotail» (Nagai et al., 1998;

Machida et al., 1999;

Miyashita et al., 2000) позволил сделать вывод о том, что магнитное пересоединение на удалениях 20–30RE от Земли на 1–3 мин опережает начало взрывной фазы суббури, определенное по наземным 4.4. Структура и динамика «хвоста» магнитосферы Рис. 4.4.32. Схематическое обобщение признаков системы токов Холла в окрестности об ласти магнитного пересоединения (а) (из работы Nagai et al., 2003). Жирные стрелки показывают направление продольного вытекающего из диффузионной области на внешней границе плазменного слоя и втекающего в диффузионную область внутри плазменного слоя.

Показана квадрупольная система By -компоненты магнитного поля, наблюдаемая во время пересоединения. Результаты одновременных наблюдений на системе спутников «Cluster» и на спутнике «Geotail» (б) (из работы Nakamura et al., 2004). Картина электрических и магнитных полей и потоков частиц в окрестности предполагаемой области магнитного пересоединения соответствует системе токов Холла, связанной с диффузионной областью данным. В то же время, из анализа данных спутника AMPTE/CCE и других данных следует, что начало взрывной фазы суббури связано с распадом тонкого токового слоя непосредственно за геостационарной орбитой (8–9RE ), что только впоследствии приводит к формированию нейтральной линии и пересоединению (например, Lopez et al., 1990;

Lopez, 2000). Такие представления о локализации процессов, связанных с взрывной фазой, привели к двум сценариям развития суббури, в одном их которых взрывная фаза начинается в приземной области плазменного слоя и «провоцирует»

генерацию пересоединения в «среднем» хвосте магнитосферы, а в другом, наоборот, пересоединение в хвосте стимулирует распад тока в ближней к Земле области (рис. 4.4.33).

Надо заметить, что некоторые данные указывают на то, что гипотеза о различии местоположения пересоединения и распада тока, может оказаться неверной. Деталь ное рассмотрение конкретных ситуаций показывает, что в начале взрывной фазы магнитное пересоединение начинается существенно ближе к Земле, чем это следует из статистики наблюдений на одном спутнике (Petrukovich, Yahnin, 2006;

Yahnin et al., 2002). Малая вероятность наблюдения признаков пересоединения вблизи 16 Плазменная гелиогеофизика 482 Гл. 4. Магнитосфера Земли Рис. 4.4.33. Два популярных сценария взрывной фазы магнитосферной суббури (из работы Lui, 2000). Вверху: взрывная фаза начинается с распада тока в околоземной части плазменного слоя. Как результат возникают продольные токи и вспыхивают сияния. Волна разряжения распространяется в хвост магнитосферы, инициируя появление новых областей распада тока.

В итоге, в одной из этих областей начинается магнитное пересоединение. Внизу: взрывная фаза начинается в «среднем» хвосте магнитосферы с пересоединения, следствием которо го являются быстрые потоки плазмы, направленные к Земле. При контакте струи плазмы с областью сильного магнитного поля поток тормозится и на фронте потока возникает ток, направленный с вечера на утро (противоположно току хвоста). Возникает токовый клин и, как следствие, брейкап в полярных сияниях Земли, следующая из статистических исследований, может быть связана не с тем, что пересоединение здесь не развивается, а с тем, что вызванные пересоединением возмущения плазмы на начальной стадии локализованы по долготе и имеют размеры сравнимые с толщиной токового слоя. В работах (Yahnin et al., 2002;

Yahnin et al., 2006b) приведены данные, свидетельствующие, что признаки распада тока и пере соединения могут совпадать и в пространстве, и во времени, и что область, где эти процессы развиваются, сопряжена с дугами сияний, образующими авроральную выпуклость.

Противопоставление распада тока и пересоединения происходит еще (и, возмож но, в первую очередь) потому, что в качестве физического механизма для этих процессов привлекаются различные кинетические неустойчивости (см. рис. 4.4.31).

Для пересоединения — это, главным образом, разрывная неустойчивость, разби вающая токовый слой на магнитные острова (волокна). Это низкочастотная мода i, и k kx, kx Lz 1, где k — волновое число, kx — волновое число вдоль с оси хвоста магнитосферы, Lz — толщина токового слоя. Для объяснения распада тока привлекается неустойчивость тока, текущего поперек хвоста магнитосферы, которая развивается при достижении критического уровня, определяемого соотно 4.4. Структура и динамика «хвоста» магнитосферы шением дрейфовой и тепловой скоростей ионов (Lui, 1996). Эта неустойчивость характеризуется широким спектром частот = (0,1–10)i и k ky (ky — волновое число поперек хвоста манитосферы, ky Lz 1–10). Как отмечено в обзоре (Lui, 1996), неустойчивость тока поперек хвоста имеет порог существенно ниже порога раз рывной неустойчивости и поэтому ее развитие может служить причиной генерации аномального сопротивления, необходимого для начала магнитного пересоединения.

Это согласуется с упомянутыми выше данными о совпадении областей распада тока и пересоединения.

7. Заключение. Главной проблемой в изучении природы магнитосферной суббу ри с точки зрения физики плазмы является механизм быстрого (взрывного) процесса диссипации энергии накопленной во время предварительной фазы. Хотя имеется много экспериментальных данных относительно основных явлений, происходящих во время взрывной фазы суббури, эти данные допускают различную интерпретацию, и их явно недостаточно для однозначного определения ключевой плазменной неустой чивости (или каскада неустойчивостей), ответственной за взрывную фазу. Более того, даже на феноменологическом уровне известные факты допускают различные сценарии развития взрывной фазы. Заметим, что выше кратко рассмотрены лишь наиболее популярные в настоящее время сценарии. Более детально эти и некото рые другие модели суббури описаны в серии обзоров, опубликованных в 1996 г.

в специальном выпуске Journal of Geophysical Research, V. 101, № 6. Несмотря на прошедшие после этого 10 лет и большое количество новых результатов, полученных за это время при реализации нескольких космических проектов (ISTP, «Интербол», «Cluster»), число моделей не уменьшилось и их основные положения существенно не изменились. Новые данные (такие как: обнаружение колебаний токового слоя, рас пространяющихся от центра к флангам магнитосферы;

обнаружение тонких токовых слоев и их сложной структуры) дали толчок к изучению новых типов неустойчиво стей, которые могли бы быть ответственны за «взрыв» в магнитосфере.

Сейчас надежды исследователей суббури связаны с предстоящими проектами THEMIS и MMS.

Проект THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms) разработан специально для разрешения спора о местоположении оча га взрывной фазы суббури. (Темис, или Фемида, — богиня правосудия, которую изображают с повязкой на глазах, как символ беспристрастия, и с весами в руках, на которых взвешиваются доказательства). При реализации этого проекта, который будет осуществлен в самом ближайшем будущем, система из пяти идентичных спутников должна провести наблюдения одновременно в различных областях хвоста магнитосферы. Предполагается, что спутники, которые будут периодически (один раз в четыре дня) выстраиваться «в линию» на ночной стороне на расстояниях от 10 до 30RE, смогут зарегистрировать первые признаки начала взрывной фазы в одном из ключевых районов хвоста магнитосферы и направление распространения возмущения из одной области в другую. Спутниковые измерения будут сопряжены с интенсивными наземными наблюдениями в Северной Америке.

Многоспутниковый проект MMS (Magnetospheric MultiScale mission) плани руется на 2012 г. Пространственное и временное разрешение в уже прошедших и современных спутниковых экспериментах (в том числе и в проекте «Cluster») недостаточно, чтобы однозначно определить физический механизм взрывного преоб разования энергии в токовом слое магнитосферы. При выполнении проекта MMS планируется достичь пространственного разрешения до 10 км (сравнимого с гирора диусом электрона) и временного разрешения 25 мс (150 мс) для измерения функции распределения электронов (ионов) и 1 мс при измерении полей.

16* 484 Гл. 4. Магнитосфера Земли 4.5. Внутренняя магнитосфера 4.5.1. Плазмосфера Г.А. Котова Плазмосферой называется внутренняя область магнитосферы, по форме напоми нающая тор, в которой доминирующую роль играет захваченная магнитным полем Земли холодная плазма, с энергией менее 1–2 эВ и плотностью 100–1000 см3.

Основными ионами в плазмосфере являются ионы водорода с небольшой, 10–20 %, добавкой ионов гелия и 5–10 % ионов кислорода. Плазмосфера, по существу, являет ся продолжением ионосферы на большие высоты (Lemaire, Gringauz, 1998). Принято считать, что плазмосфера начинается с высоты 1000 км, где ионы водорода заме щают ионы кислорода и становятся основным компонентом плазмы. Плазма, текущая вверх из ионосферы, остается на силовых линиях, коротирующих вместе с Землей, и образует «облако» холодной тепловой плазмы вокруг Земли, простирающееся до расстояний в 4–6 земных радиуса (RE ). Потоки плазмы в среднем днем направлены вверх из ионосферы в плазмосферу, а ночью вниз из плазмосферы в ионосферу.

История открытия и исследования верхней ионосферы и плазмосферы началась в начале 50-х гг. прошлого века. До этого времени считалось, что выше максимума слоя F ионосферы концентрация плазмы достаточно быстро спадает (Грингауз, 1958).

В 1953 г. О. Стори (Storey, 1953) на основании исследования распространения свистящих атмосфериков (вистлеров) вдоль геомагнитного поля заключил, что в эк ваториальной области на высоте 12 000 км плотность электронов составляет около 400 см3, считая при этом, что им измерена плотность в межпланетном пространстве (при этом об энергии частиц ничего сказать было нельзя).

В 1958 г. эксперименты с помощью ловушек заряженных частиц на «Спутнике-3»

(Грингауз и др. 1961) показали, что выше слоя F, на высоте 1000 км концентрация ионов 103 cм3. На аппаратах «Лу на-1 и -2» (Грингауз и др., 1960) впер вые были получены данные о том, что плазма с энергией 1 эВ регистри руется вплоть до высот 4RE. Была также обнаружена удивительно резкая внешняя граница, где плотность плаз мы падает на порядок величины на рас стоянии в десятые доли радиуса Земли (рис. 4.5.1).

В начале 60-х гг. по исследовани ям вистлеров Д. Карпентер обнаружил резкий спад в концентрации электро нов в плоскости геомагнитного эквато ра, первоначально названный им «ко леном» (Carpenter, 1963). Это «колено»

было отождествлено с резким спадом плотности ионов, обнаруженным на со ветских спутниках (рис. 4.5.1, Carpen Рис. 4.5.1. Профили плотности ионов, полу ter, 1965). В 1966 г. Д. Карпентер ченные по наземным измерениям вистлеров (Carpenter, 1966) предложил терми (сплошная кривая, экваториальная плоскость) ны «плазмосфера» и «плазмопауза» по и на спутнике «Луна-2» (точки). Цифры вверху аналогии с терминами «магнитосфера»

в скобках соответствуют инвариантным широ там, без скобок — широтам, на которых прово- и «магнитопауза», которые и были при дились измерения на Луне-2 (Carpenter, 1965) няты научной общественностью.

4.5. Внутренняя магнитосфера Со времени открытия плазмосферы накоплен значительный экспериментальный материал, полученный со спутников «Электрон-2, -4»;

серии «Прогноз»;

«Интербол-1, -2»;

«Магион-5»;

OGO 1–5;

ISEE-1, -2;

GEOS-1, -2;

DE-1;

CRRES;

IMAGE и др.

и наземными методами. Ниже будут рассмотрены основные экспериментальные ре зультаты по распределению плазмы в плазмосфере Земли, положению плазмопаузы, тепловой структуре плазмосферы. Кратко будут изложены основные теоретические представления о физике плазмосферы и плазмопаузы.

Плотность плазмы в плазмосфере. Распределение плотности ионов в плазмо сфере изучено достаточно подробно, так как этот параметр может быть получен прак тически при любых измерениях в плазмосфере. Уже первые эксперименты показали, что распределение плотности плазмы сильно зависит от геомагнитной активности (Lemaire, Gringauz, 1998). Поэтому вначале остановимся на распределении плазмы при спокойных геомагнитных условиях.

Распределение плотности ионов в плоскости геомагнитного экватора подробно исследовано по данным наблюдений вистлеров. Методика определения плотности по наблюдениям вистлеров описана Д. Карпентером (Carpenter, 2004 и ссылки там).

Плотность ионов и электронов определялась также в волновых и плазменных экс периментах, установленных на спутниках (Gurnett et.al., 1979;

Chappell et al., 1981;

Грингауз, Безруких, 1977;

Kotova et al., 2002;

Green, Reinisch, 2003, и др.) В спокойных геомагнитных условиях вблизи плоскости геомагнитного экватора плотность холодной плазмы падает с удалением от Земли, причем в случаях, когда магнитная обстановка остается спокойной в течение нескольких суток, резкая внеш няя граница плазмосферы может не наблюдаться и плотность плавно уменьшается.

Скорость падения плотности d lg Neq /dL по оценкам разных авторов варьирует от до 3 (Tarcsay et al., 1988, Carpenter, Anderson, 1992;

Kotova et al., 2002, и др.).

Плотность плазмы в плазмосфере зависит также от местного времени, широты, сезона наблюдения. Суточные вариации плотности вблизи экватора для L 3 со ставляют ±10–15 %, минимальная плотность наблюдается в послеполуночные часы (Park et al., 1978).

По наблюдениям вистлеров, позволяющим осуществлять достаточно непрерывный мониторинг экваториальной плазмосферы, во внутренней области плазмосферы были выявлены значительные годовые вариации плотности. Вблизи L = 2,5 отношение максимальной плотности в декабре к минимальной в июне может достигать 2.

Наблюдения вистлеров указывают также на существование зависимости плотности плазмы во внутренней плазмосфере (L 2,5–3,0) от фазы цикла солнечной актив ности. При L 2 отношение плотности электронов вблизи экватора при максимуме солнечной активности к плотности при минимуме активности 1,5.

Фактически первые экспериментальные распределения плотности плазмы вдоль силовых линий магнитного поля были получены на космическом аппарате IMAGE с помощью радиозондирования прибором RPI (radio plasma imager) (Tu et al., 2003).

До этого считалось, что изменение плотности вдоль линий поля незначительно.

Распределения плотности вдоль силовых линий L = 2,2–3,2 показывают, что плот ность мало меняется в пределах геомагнитной широты ±20–25, и затем возрастает в 1,5–2 раза к широтам ±40, что соответствует высотам 4000–5000 км.

На основании накопленного большого объема экспериментальных данных по плотности плазмы в плазмосфере Земли построены несколько эмпирических моделей распределения плотности в зависимости от L, местного времени, сезона наблюдения, уровня геомагнитной активности (Carpenter, Anderson, 1992;

Gallagher et al., 2000).

Для оценок можно использовать аналитическое выражение, полученное на основании 486 Гл. 4. Магнитосфера Земли анализа данных ISEE-1 и наблюдений вистлеров (Carpenter, Anderson, 1992), 2(d + 9) (L 2) lg Neq (L, d, R) = 0,3145L + 3,9043 + 0,15 cos exp 365 1, 4(d + 9) L2 L 0,5 cos exp + (0,00127R 0,0635) exp, (4.5.1) 365 1,5 1, где d — порядковый номер дня в году, R — среднее за 13 месяцев число солнечных пятен. Приведенная формула описывает плотность плазмы вблизи геомагнитного экватора во время длительного геомагнито-спокойного периода для местного времени 00–15 MLT.

Предложен и разрабатывается ряд теоретических моделей заполнения и поддер жания плазмосферы Земли. Основным источником плазмосферной плазмы являются ионы водорода, образующиеся при перезарядке атомов водорода с ионами кислорода в резонансной реакции: Н + О+ Н+ + О. Эта реакция одинаково быстро идет в обоих направлениях. На небольших высотах (область F и несколько выше), где плотность кислорода достаточно велика, устанавливается химическое равновесие.

Выше, в электрическом поле амбиполярной диффузии, которое создается в гравита ционном поле доминирующими ионами кислорода и электронами, образующиеся ио ны водорода движутся вверх вдоль магнитных силовых линий (Бауэр, 1976;

Lemaire, Gringauz, 1998). На высоких широтах, где силовые линии тянутся далеко в хвост, возникает полярный ветер, на замкнутых силовых линиях образуется плазмосфера.

Процессы ионосферно-плазмосферного обмена заряженными частицами играют опре деляющую роль в динамике плазмосферы.

Модели ионосферы достаточно хорошо разработаны, в них принимаются во вни мание различные фотохимические процессы, процессы рекомбинации, процессы взаи модействия ионов с нейтральными частицами, термосферные ветры и т. п. (см., напр., Schunk, Sojka, 1996). Для описания распределения плазмы в верхней ионосфере и плазмосфере обычно используется многожидкостный подход (Кринберг, Тащилин, 1984;

Richards, Torr, 1988;

Bailey et al., 1997;

Khazanov et al., 1998;

Tu et al., 2003;

Webb, Essex, 2004). В плазмосфере, кроме ее внешних областей, кулоновская длина свободного пробега e = 1,3 · 105 ln()1 T 2 N 1 см (Te и Ne — температура в кельвинах и плотность электронов в см3, кулоновский логарифм ln() 15–20), меньше длины силовой линии;

и это оправдывает использование магнитогидроди намического подхода. При построении моделей либо параметры нейтральной атмо сферы и ионосферы используются как входные параметры, либо строится общая ионосферно-плазмосферная модель. Для описания внешних областей используется также кинетический подход (Pierrard, Lemaire, 1996;

Reynolds et al., 2001).

Во внутренней области плазмосферы (L 3) применима модель диффузионного равновесия, когда суммарный поток плазмы вдоль магнитного поля равен нулю (Lemaire, Gringauz, 1998). Такая модель обычно применяется для анализа сонограмм вистлеров. На основе модели диффузионного равновесия было показано (Angerami, Thomas, 1964), что распределение плотности в плазмосфере сильно зависит от ионного состава ионосферы в основании силовых трубок на высоте 500 км. Годовые вариации плотности в плазмосфере, по-видимому, связаны именно с вариациями плотности ионов О+ в ионосфере, в свою очередь, вызванными сезонными измене ниями состава нейтральной атмосферы (Guitter et al., 1995).

Одна из наиболее разработанных моделей расчета плотности в плазмосфере FLIP (Field Line Interhemispheric Plasma) использовалась для анализа распределений плот ности электронов вдоль силовых линий, полученных с помощью радиозондирования на космическом аппарате IMAGE (Tu et al., 2003). В этой модели решаются урав 4.5. Внутренняя магнитосфера нения непрерывности, сохранения импульса и энергии, для ионосферных ионов О+, Н+, Не+ и N + вдоль силовых линий наклоненного диполя от высоты 120 км в обоих полушариях. Рассчитанные значения плотности в удаленных от экватора областях оказались значительно ниже наблюдаемых, хотя вблизи экватора было достигнуто хорошее согласие. Для получения согласия и во внеэкваториальных областях авторы предположили наличие дополнительного источника нагрева ионов вблизи экватора (Tu et al., 2003). Таким образом, показано, что для проверки теоретических моделей необходимо сопоставление с наблюдениями не только в экваториальной области, но вдоль всей магнитной силовой трубки. Распределение плазмы вдоль силовых линий свидетельствует о необходимости учета источника нагрева ионов в плазмосфере. Ни же будет показано, что измерения температуры ионов и электронов также указывают на существование источника нагрева вблизи экватора.

Остановимся на структурных особенностях распределения плотности в плазмо сфере.

По данным спутников серии «Прогноз» была обнаружена полуденно-полуночная асимметрия плазмосферы (Gringauz, Bezrukikh, 1976), обычно наблюдаемая при малой и умеренной магнитной активности. Дневной профиль N(L) часто является более пологим, чем ночной. Различие свойств полуденной и полуночной областей было подтверждено по данным других спутников (Dcrau et al., 1982).

ee Первые экспериментальные данные указывали на наличие выступа в форме плазмопаузы с вечерней стороны, причем он наибольший в магнито-возмущенные периоды и перемещается на более ранние часы с повышением магнитной активности (Carpenter, 1966). Подробное рассмотрение профилей плотности плазмы с вечер ней стороны плазмосферы по данным спутников DE-1, ISEE-1 и GEOS-2 приве ло к выводу (Carpenter et al., 1993), что в возмущенные периоды плазмосфера с вечерней стороны топологически состоит из «основной» плазмосферы и области выступа. Во время длительного спокойного периода вечернего выступа практически не наблюдается и форма плазмопаузы в экваториальной плоскости близка к окруж ности, «вечерний» радиус этой окружности только на 0,5RE больше «утреннего».

Аналогичный результат был получен при рассмотрении пересечений плазмопаузы спутником ISEE-1 (Carpenter, Anderson, 1992). Область вечернего выступа очень нерегулярна, в этой области обычно наблюдаются отдельные сгустки плазмы. При наблюдении вдоль орбиты спутника эти сгустки плотной холодной плазмы отделены от основной плазмосферы областями с очень низкой плотностью холодной плазмы.

Такие «куски» плазмосферной плазмы часто наблюдаются и на геостационарных спутниках, обычно в послеполуденном секторе в течение нескольких суток после маг нитной бури (например, GEOS-2, Higel, Wu, 1984). Прямые измерения на спутниках, также как и волновые наблюдения вистлеров не позволяют отличить изолированные области плазмы от более сложных образований, которые в действительности могут быть продолжением плазмосферы, и где-то к ней присоединены.

Этот вопрос был прояснен с помощью данных космического аппарата IMAGE, запущенного в 2000 г. Прибор EUV (Extreme Ultraviolet imager) позволил «фотогра фировать» плазмосферу в резонансно рассеянном излучении гелия (30,4 нм) (Sandel et al., 2003). Было выявлено 4 основных типа структур в распределении плотности в плазмосфере: каверны плотности и каналы, «плечо» на экваториальной проекции плазмопаузы и плазмосферные хвосты или плюмажи.

Сравнение изображений плазмосферы в линии 304 нм с данными радиозондиро вания прибором RPI на том же спутнике показало совпадение регистрации «оторван ных кусков» плазмосферы прибором RPI и плюмажей прибором EUV (рис. 4.5.2). Был сделан вывод о том, что область повышенной плотности плюмажей не ограничена эк ваториальной плоскостью, но простирается, по крайней мере, до 38 широты (Sandel 488 Гл. 4. Магнитосфера Земли Рис. 4.5.2. Изображения плазмосферы в линии 30,4 нм, полученные прибором EUV/IMAGE.

Солнце находится слева. Время UT (год — день года/час.мин) указано внизу для каждого изображения. В результате вращения плазмосферы с Землей плюмаж оборачивается вокруг плазмосферы и образуется канал (Sandel et al., 2003) et al., 2003). Ранее вывод о протяженности «оторванных кусков» плазмы вдоль магнитных силовых трубок был сделан Котовой и др. (Kotova et al., 2002a). Каналы — вытянутые вдоль широты узкие области пониженной плотности плазмы (рис. 4.5.2), обычно вначале появляются в предполуночном секторе, но иногда тянутся через полуночный меридиан в ранний утренний сектор. Возможно, они образуются вслед за плюмажами, когда последние начинают закручиваться вокруг плазмосферы (Sandel et al., 2003).

Необычной структурой, обнаруженной на спутнике IMAGE, было «плечо» — асимметричный выступ на плазмопаузе с резкой границей с восточной стороны (изме нение радиуса плазмопаузы R 0,5RE ). Каверны плотности («bite-out», «notch») — узкие опустошенные области (силовые трубки) плазмосферы (рис. 4.5.3), занимают 10–30 по долготе и простираются от L 2–3 до границы плазмосферы в соседних более плотных областях (Sandel et al.


, 2003). Прямыми методами каверны плотности были зарегистрованы по данным анализатора с тормозящим потенциалом на спут нике «Магион-5» (Kotova et al., 2004). Данные КА «Магион-5» указывают также на то, что в областях пониженной плотности температура повышена по сравнению Рис. 4.5.3. Изображение плазмосферы с каверной плотности в линии 30,4 нм, полученное прибором EUV/IMAGE 24 июня 2000 г. Солнце — слева (а). Проекция границы яркости (плазмопаузы) на плоскость геомагнитного экватора в координатах L–MLT (б) (Sandel et al., 2003) 4.5. Внутренняя магнитосфера с соседними более плотными областями плазмосферы. Форма каверн плотности обычно сохраняется в течение их времени жизни. Наблюдения каверн были исполь зованы (Sandel et al., 2003) для определения скорости коротации плазмосферы. Было обнаружено, что в диапазоне 2 L 4 скорость вращения плазмосферы составляет 85–90 % от скорости совращения с Землей, причем она не всегда постоянна. Скоро сти вращения долгоживущих каверн сопоставимы со скоростями дрейфа в верхней ионосфере, измерявшимися на спутниках DMSP, т. е. причины отставания каверн от вращения с Землей, видимо лежат в ионосферных процессах (Burch et al., 2004).

Сравнение данных приборов RPI и EUV космического аппарата IMAGE показало, что вблизи плазмопаузы в области геомагнитного экватора внутри каверн плотности генерируется излучение в километровом диапазоне длин волн (Green, Reinisch, 2003).

Формирование каверн плотности, по-видимому, связано с воздействием нестационар ного локального электрического поля при интенсификациях магнитной активности (Котова и др., 2008). Такие поля действительно регистрировались в плазмосфере во время суббурь (Wygant et al., 1998).

Тепловая структура плазмосферы. Массив данных по температуре ионов и электронов в плазмосфере, значительно меньше массива данных по плотности, по скольку измерения вистлеров не дают возможности оценить этот параметр, и данные по температуре были получены только в прямых спутниковых экспериментах.

В 70-х гг. по данным спутников серии «Прогноз» было обнаружено существование двух зон в плазмосфере: внутренней при L 3, холодной, с температурой ионов 8 · 103 K, и теплой внешней зоны, где температура достаточно быстро меняется с ростом L и может достигать 105 К. Однако при длительных геомагнито-спокойных условиях теплой зоны может и не быть, и температура остается 104 во всей плаз мосфере. Данные спутников GEOS-1, ISEE-1 и DE-1 подтверждают существование двух тепловых зон в плазмосфере (Грингауз, Бассоло, 1990).

Сравнение с данными по распределению плотности в плазмосфере, по-видимому, свидетельствует об общем отличии режимов во внутренней L 2,8–3,0 области плазмосферы, более стабильной и менее подверженной влиянию геомагнитных бурь, и во внешней плазмосфере, параметры которой гораздо более изменчивы и в меньшей степени определяются процессами ионосферно-плазмосферного обмена, но суще ственно зависят от взаимодействия тепловой плазмы с плазмой кольцевого тока.

Более высокая температура ионов обычно наблюдается в областях пониженной плотности и, наоборот, пониженные температуры соответствуют более плотным об ластям. При этом более «теплые» разреженные области гораздо более изменчивы и структурированы (Gringauz, 1983;

Moldwin et al., 1995).

Наиболее подробно температура ионов в плазмосфере исследована по данным ионного масс-спектрометра с тормозящим потенциалом RIMS/DE-1 (Comfort, 1986, 1996). Cпутник DE-1 находился на околополярной орбите и на каждом витке пере секал одну и ту же силовую трубку дважды: на малых и больших высотах. Были исследованы утренний и вечерний секторы MLT и получены следующие результа ты: 1) температура ионов плазмосферы выше значений типичных для ионосферы;

2) температура ионов в плазмосфере в основном растет с увеличением L, причем увеличение магнитной активности приводит к повышению температуры во внешней плазмосфере (L 3);

3) в среднем температура ионов возрастает вдоль магнитного поля со скоростью 0,05–1,0 К/км, хотя в утреннем секторе продольный градиент температуры наблюдается только во внешней области (L 3);

4) вблизи экватори альной плоскости существуют источники нагрева ионов;

5) температура ионов внут ренней плазмосферы зависит от местного времени, при L 2,5 вечерние температуры в 1,5–2 раза ниже утренних (см. также Kotova et al., 2002);

6) температура ионов 490 Гл. 4. Магнитосфера Земли внешней плазмосферы менее стабильна, не зависит от местного времени и скорее определяется удалением от плазмопаузы;

7) температуры ионов Н+, Не+ и О+ очень близки;

8) во внешней плазмосфере часто наблюдалась дополнительная примесь надтепловой плазмы.

Зависимость температуры ионов в плазмосфере от магнитной активности изучена плохо. Данные DE-1 свидетельствуют о том, что в вечернем секторе при 2 L 3 при повышенной магнитной возмущенности температура понижается. При L с ростом магнитной активности температура повышается как в вечернем, так и в утреннем секторе (Comfort, 1996). Существенным фактором при анализе тепловой структуры плазмосферы является время, прошедшее от начала и фаза возмущения.

Динамика температуры протонов в ночной плазмосфере во время умеренных магнитных возмущений рассматривалась Безруких и др. (2005) по данным КА «Ин тербол-2». Оказалось, что во внутренней плазмосфере температура падает во время развития главной фазы бури, затем на восстановительной фазе возрастает даже сверх величин, наблюдавшихся перед бурей в спокойных условиях и затем уже возвращает ся к приблизительно исходным значениям (рис. 4.5.4). Падение температуры во время Рис. 4.5.4. Распределения температуры и плотности ионов в плазмосфере Земли, зареги стрированные в последовательных (через 6 ч) пролетах КА «Интербол-2» через ночную плазмосферу во время развития небольшой магнитной бури главной фазы бури, возможно, связано, с изменением направления потока плазмы из плазмосферы в ионосферу, наблюдающегося в спокойной ночной магнитосфере, на обратное и заполнением плазмосферы холодной ( 1000 K) ионосферной плазмой.

Последующее возрастание температуры, вероятно, связано с нагревом плазмосферной 4.5. Внутренняя магнитосфера плазмы вблизи плоскости экватора, возможно вследствие ее взаимодействия с плаз мой кольцевого тока.

Экспериментальные данные по температуре электронов в плазмосфере еще более скудные, чем по температуре ионов. Подробные данные по электронной температуре на больших высотах до 10 000 км (L 2,5) получены только на спутнике EXOS D («Akebono»), но они надежны только при плотности электронов более 1000 см (Balan et al., 1996).

Данные «Akebono» свидетельствуют, что аналогично температуре ионов темпера тура электронов испытывает суточные вариации во внутренней плазмосфере, днев ные температуры выше ночных в 1,5–2,5 раза в зависимости от широты и высоты.

Дневная температура быстро увеличивается с высотой до 2500 км и далее растет гораздо медленнее. Средние градиенты составляют 1,33 и 0,22 К/км соответственно.

Ночью, наоборот, нижняя плазмосфера до 2500 км находится в приблизительном тепловом равновесии, а выше температура медленно увеличивается примерно с той же скоростью, что и на дневной стороне.

Анализ данных Akebono свидетельствует о том, что геомагнитная активность не влияет на значения температур электронов при L 2,2. Но температура электронов на высоте выше 2000 км повышается с увеличением потока солнечного излучения F10,7.

Все экспериментальные данные указывают на то, что температуры и ионов, и электронов во внешней плазмосфере (L 3) существенно больше температур в ионосфере. Повышение температур с высотой вдоль силовых линий, т. е. вблизи экваториальной плоскости, следует ожидать по ряду причин: 1) преодолеть гра витационный барьер могут только достаточно горячие частицы, 2) легкие ионы ускоряются электрическим полем амбиполярной диффузии, созданным ионами кис лорода и электронами, 3) существует эффект фильтрации скоростей, связанный с уменьшением эффективного сечения кулоновских столкновений с увеличением относительной скорости частиц, в результате чего высокоэнергичные частицы могут легче покидать ионосферу и уходить в плазмосферу (Lemaire, Gringauz, 1998). Тем не менее выполненные подробные расчеты по различным моделям для сравнения с экспериментальными данными указывают на необходимость дополнительного ис точника нагрева ионов и электронов вблизи экваториальной плоскости, особенно вблизи плазмопаузы в магнито-возмущенные периоды (Comfort, 1996). В качестве такого источника рассматриваются, как кулоновские столкновения с более энер гичными ионами кольцевого тока (Kozyra, 1987), так и различные ионно-волновые взаимодействия (Khazanov et al., 1996).

Положение плазмопаузы, опустошение и заполнение плазмосферы. На рис. 4.5.5 схематически представлено изменение экваториального профиля электрон ной плотности и перемещение плазмопаузы во время геомагнитных возмущений (Carpenter, Park, 1973.). Профили 1 и 2 можно рассматривать, как предельные случаи изменений концентрации в спокойных условиях до магнитной бури и сра зу после начала магнитной бури. Изменение положения плазмопаузы происходит за несколько часов. Восстановление профиля, т. е. заполнение плазмосферы, идет гораздо медленнее, в течение нескольких суток. Вторая более слабая геомагнитная буря происходит при еще не полностью заполненной плазмосфере, и на профи ле 5 образуется «ступенька». При сильных бурях плазмопауза может приближаться к Земле вплоть до L = 2,0 (Lemaire, Gringauz, 1998), а в спокойные периоды на дневной стороне профиль может тянуться (N 10 см3 ) до L 8 и резкого падения плотности — плазмопаузы — не наблюдаться. Плотность плазмы в плазмосфере обычно также уменьшается в результате бури (Carpenter, Lemaire, 1997;

Bezrukikh et al., 2001). «Толщина» плазмопаузы по данным ISEE-1 в тех случаях, когда граница 492 Гл. 4. Магнитосфера Земли отчетливо отождествляется, лежит в пределах 250–1250 км и практически не зависит от положения плазмопаузы Lpp. Наиболее резкие и большие скачки плотности на плазмопаузе наблюдаются на ночной стороне (Gringauz, Bezrukikh, 1976;


Carpenter, Anderson, 1992).

Для оценок положения плазмопаузы чаще всего пользуются выражением (Car penter, Anderson, 1992) Lpp = 5,6 0,46Kp,max, (4.5.2) где Lpp — значение L в последней точке, измеренное на профиле плотности перед резким падением плотности на плазмопаузе, Kp,max — максимальное значение Kp в течение 24 ч, предшествующих изме рениям. Однако, если измерения относят ся к секторам в окрестности 09, 12 или 15 MLT, соответственно величины Kp за 1, 2 или 3 предшествующих трехчасо вых интервалов игнорировались, для то го, чтобы учесть наблюдавшуюся задерж ку отклика дневного положении плазмо паузы на геомагнитную активность (напр, Dcrau et al., 1982). Формула (4.5.2) при ee менима для 0 MLT 15. Наблюдения вистлеров и спутниковые измерения сви детельствуют о том, что непродолжитель ные по времени суббури вызывают сме щение плазмопаузы к Земле в небольшой области в ночном и раннем утреннем сек торе. Соответственно, изменения положе ния плазмопаузы в других секторах MLT Рис. 4.5.5. Схематическое изображение из наблюдаются с задержкой на время ко менения экваториального профиля элек ротации (Carpenter, Park, 1973;

Carpen тронной плотности в течение 10-дневного ter, Lemaire, 1997;

Котова и др. 2008).

периода, включающего две магнитные бу В случае же продолжительной суббуре ри. Последовательность профилей обозна чена цифрами, соответствующими момен- вой активности уменьшается размер всей там времени, отмеченным на профиле Dst - плазмосферы, причем плазмопауза начина вариаций. Профили соответствуют услови- ет двигаться к Земле, по-видимому, одно ям около 04.00 MLT (Carpenter, Park, 1973) временно на ночной и дневной стороне, но максимально приближается к Земле сначала на ночной стороне и через 12 ч — на дневной (Bezrukikh et al., 2001).

По данным космического аппарата IMAGE в период бури 10 июля 2000 г. удалось определить радиальную скорость эрозии ночной (в 2.4 MLT наблюдалась макси мальная скорость) плазмосферы 0,6RE /ч, причем периоды смещения плазмопаузы к Земле (эрозия) соответствовали регистрации южной компоненты межпланетного магнитного поля (остальные компоненты в этот период были приблизительно посто янны) с учетом запаздывания в 3,7 мин на распространение солнечного ветра до магнитопаузы и 30 мин задержки отклика плазмопаузы (Goldstein et al., 2003).

По оценкам Парка (Park, 1974) число электронов, теряемых плазмосферой во время магнитной бури, порядка 1031, при условии опустошения оболочек от L = 3, до L = 5 и предполагая, что до возмущения внутри L = 5 полное содержание элек тронов в трубке сечением 1 см2 на высоте 1000 км составляло 5 · 1013. По-видимому, большая часть потерь происходит за счет конвекции плазмы поперек магнитного поля при возросшем электрическом поле. Наблюдаемыми свидетельствами такого процесса 4.5. Внутренняя магнитосфера являются плюмажи. Теряется ли выносимая из плазмосферы плазма на магнитопаузе в пограничных слоях или остается захваченной в плазменном слое, пока остается во просом. Часть (какая?) плазмы, теряемой плазмосферой в процессе эрозии, вероятно, сбрасывается в ионосферу, причем этот процесс должен происходить и вне, и внутри вновь образованной плазмопаузы (Carpenter, Lemaire, 1997).

Заполнение плазмосферы происходит потоками из ионосферы, и, как уже упо миналось, этот процесс гораздо более медленный, чем процесс эрозии (рис. 4.5.6).

В спокойных условиях процесс заполне ния происходит достаточно «однородно»:

полное содержание электронов в плаз мосферных трубках сечением 1 см2 от высоты 1000 км увеличивается на 5 · 1012 частиц в сутки. Время заполне ния плазмосферы меняется от 1 сут.

для L = 2,5 до 8 сут. для L = 4.

Последние данные космического аппа рата IMAGE подтвердили оценки Пар ка. По данным прибора RPI заполне ние плазмосферы на L = 2,8 происходит за 28 ч (Green, Reinisch, 2003). По данным спутника GEOS-2 (Song et al., Рис. 4.5.6. Экваториальные профили элек 1988), обнаружено, что скорость запол- тронной концентрации по данным наблюде нения плазмосферы на геостационарной ния вистлеров, показывающие ежедневное за орбите обратно пропорциональна абсо- полнение плазмосферы в течение длительного лютной величине Dst -индекса и состав- спокойного периода после умеренной магнит ляет 10–25 см3 в сутки. Все эти ной бури. Цифры соответствуют дням (UT) в июне 1965 г. (Park, 1974) экспериментальные оценки не соответ ствуют расчетным гораздо большим вре менам заполнения плазмосферы. Например, по расчетам Рассмусена для заполнения плазмосферы на L = 3 нужно 3 сут., а на L = 5 — 100 сут. (Rasmussen, 1993).

Такие расхождения подтверждают, что плотность во внешней плазмосфере далека от уровня насыщения, а также свидетельствуют о необходимости создания моделей, лучше соответствующих экспериментальным данным.

Модели плазмопаузы. Теоретические модели образования плазмопаузы обычно основываются на предположениях магнитной гидродинамики. Магнитные силовые линии считаются эквипотенциальными: (E · B) = 0. Для холодной плазмы (T 0, 0) можно пренебречь градиентным и центробежным дрейфами частиц и рас сматривать только дрейф в скрещенных полях vE = E B/2. Небольшой гравита ционный дрейф также не учитывается. Основными составляющими электрического поля в магнитосфере являются поле, создаваемое в неподвижной системе координат вращением плазмы в магнитном поле Земли, и поле конвекции плазмы в солнечном направлении, существующее благодаря взаимодействию солнечного ветра с магнито сферой.

В первых теоретических моделях граница области холодной плазмы — плазмо пауза — отождествлялась с последней замкнутой эквипотенциальной поверхностью суперпозиции электрического поля коротации и однородного поля утро—вечер магни тосферной конвекции (Nishida, 1966;

Brice, 1967). Во внутренней магнитосфере мож но считать магнитное поле Земли дипольным, и, пренебрегая наклоном диполя к оси вращения Земли, в плоскости экватора величина магнитного поля B = B0 RE /r 3, где B0 = 0,312 Гс — магнитное поле на поверхности Земли на экваторе, r — расстояние 494 Гл. 4. Магнитосфера Земли до точки измерения. Поле коротации Eкор = (E r) B на экваторе направлено радиально к центру Земли (E — угловая скорость вращения Земли). На утренней стороне электрические поля складываются, а на вечерней вычитаются, что приводит к образованию вечернего выступа (рис. 4.5.7). Расстояние до точки стагнации потока 2 можно оценить r0 = E B0 RE /E.

Расчеты положения плазмопаузы, конечно, основываются на более сложных моделях электрического поля в магнитосфере, как теоретических, основанных на решении уравнения Пуассона с граничными условиями в ионосфере и магнито сфере, так и эмпирических, основанных на измерениях электрических полей на геостационарных спутниках, низкоорбитальных спутниках и на наземных радарных измерениях (Liemohn et al., 2004 и ссылки там). Более поздние магнитогидроди намические модели учитывают также экранирование внешнего электрического поля конвекции вблизи плазмопаузы из-за градиентного и центробежного дрейфов ионов и электронов кольцевого тока с ненулевой температурой в земном магнитном поле и существование продольных токов из ионосферы в утреннем секторе и в ионосферу в вечернем (Kivelson, Russell, 1995;

Spiro et al., 1981).

МГД-модели образования плазмопаузы (Grebowsky, 1970;

Chen, Wolf, 1972) показали возможность существования вытянутых плазмосферных «хвостов», ко торые должны образовываться на вечерней стороне при магнитных возмущениях (рис. 4.5.8).

Рис. 4.5.7. Траектории дрейфа «холодных» Рис. 4.5.8. Положение плазмопаузы в вы частиц в экваториальной плоскости при бранные моменты времени (0, 1, 2, 6, 10 ч) однородном электрическом поле конвекции после внезапного увеличения электрического E = 0,3 мВ/м. Вблизи Земли частицы дрей- поля «утро—вечер» (Grebowsky, 1970) фуют по замкнутым траекториям (Kivelson, Russell, 1995) Несмотря на простоту и привлекательность таких моделей, при их использовании возникает ряд трудностей. В такой модели в спокойных условиях существует зна чительная асимметрия плазмопаузы в направлении утро—вечер, которая по экспери ментальным данным, практически отсутствует при длительных невозмущенных усло виях (см. выше). В модели, отождествляющей плазмопаузу с последней замкнутой 4.5. Внутренняя магнитосфера эквипотенциальной поверхностью, не объясняется существование в невозмущенные периоды асимметрии полдень — полночь. При внезапном увеличении электрического поля «утро—вечер» плазмопауза практически сразу же смещается к Земле в вечер нем секторе и только через 6–10 ч после увеличения поля в полуночном и после полуночном временных секторах (рис. 4.5.8, Grebowsky, 1970). Экспериментальные же данные свидетельствуют о том, что на возмущения быстрее всего реагирует полуночная и ранне утренняя область плазмосферы (напр., Carpenter, Park, 1973).

Смещение магнитных силовых трубок к Земле на ночной стороне во время магнитной бури должно приводить к увеличению плотности плазмы в трубках, тогда как, во всяком случае, во время сильных бурь плотность плазмы в плазмосфере падает.

Ж. Лемэр указывает на то, что, следуя простой гидродинамической модели, плаз мопауза должна быть наиболее резкой, когда распределение электрических полей стационарно, т. е. при длительных спокойных условиях. Наблюдения же указывают на то, что в таких условиях плазмопауза может вообще не наблюдаться, а резкая плазмопауза образуется при нестационарных процессах во время магнитных бурь (Lemaire, Gringauz, 1998).

Модель образования плазмопаузы следующего поколения разрабатывается Ж. Лемэром (Lemaire, Gringauz, 1998;

http://plasma.oma.be/plasmapause_ deformations/). Она также основана на модели электрического поля в магнито сфере, т. е. модели конвекции плазмы, но учитывает гравитационную силу. В этой модели плазмопауза отождествляется с L-оболочкой, касательной к «поверхности нулевой параллельной силы» (ZPF — Zero Parallel Force). На поверхности ZPF компоненты сил гравитационного притяжения и эффективной центробежной силы уравновешены вдоль магнитного поля. Расстояние до поверхности ZPF в экваториальной плоскости Lc = (2GME /32 RE )1/3 = 5,78(E /)2/3, где ME — масса Земли, G — гравитационная постоянная, — реальная скорость вращения плазмосферы. Расчеты используют модель электрического поля, зависящего от K -индекса (McIlwain, 1986). Показано, что за пределами так определенной плазмопаузы вследствие перестановочной неустойчивости плазма уходит во внешнюю магнитосферу, внутри поверхности ZPF плазма остается захваченной и коротирует вместе с Землей. Во время магнитосферных суббурь или бурь плазмопауза приближается к Земле в первую очередь в после полуночном секторе, так как максимальная скорость конвекции приходится на этот временной сектор, и, кроме того, инкремент перестановочной неустойчивости обратно-пропорционален интегральной педерсеновской проводимости, которая минимальна на ночной стороне.

Механизм образования плазмопаузы Ж. Лемэра позволяет объяснить ряд на блюдательных фактов. По экспериментальным данным плазмопауза в отсутствие геомагнитных возмущений находится на L 5,6–5,7 (Carpenter, Anderson, 1992;

Carpenter, Park, 1973;

Moldwin et al., 2002), что хорошо согласуется с модельной величиной Lc = 5,78. Модель правильно отражает связь положения плазмопаузы с Kp -индексом. Согласно этой модели наиболее резкие изменения в положении плаз мопаузы происходят на ночной стороне, и по наблюдениям смещение плазмопаузы к Земле в после полуночном секторе наблюдается во время вспышек AE-индекса (суббуревой активности), и запаздывает, относительно AE в других временных секторах (Carpenter, Park, 1973;

Котова и др., 2008).

Наблюдения плюмажей на космическом аппарате IMAGE скорее свидетельствуют о формировании их при вращении на восток плазмосферной выпуклости, образован ной на дневной стороне (Goldstein, 2004), чем образовании их за счет конвекции плазмы в направлении Солнца в вечернем секторе, как предсказывали МГД-модели образования плазмопаузы (рис. 4.5.8, Grebowsky, 1970;

Chen, Wolf, 1972). Это также свидетельствует в пользу механизма Ж. Лемэра (Lemaire, 2000).

496 Гл. 4. Магнитосфера Земли 4.5.2. Волновые явления во внутренней магнитосфере А.С. Леонович, В.А. Мазур Введение. Электромагнитные колебания магнитосферы. Магнитосфера Земли является сложной плазменной системой, в которой могут генерироваться и рас пространяться разнообразные типы электромагнитных колебаний. В большей части магнитосферы плазменная частота pe много больше гирочастоты электронов ce.

В такой плазме все колебания можно разделить на две большие группы — вы сокочастотные, с частотой порядка или больше pe и низкочастотные, с частотой порядка или меньше ce — вплоть до гирочастоты ионов ci и меньше (см. Ахиезер и др., 1979). Глобальная структура магнитосферы и ее плазменная природа в гораздо большей степени влияют на низкочастотные волны. В свою очередь, они играют большую роль во многих магнитосферных процессах.

Низкочастотные волны также разделяются на два частотных диапазона — очень низкочастотные (ОНЧ, или, как принято в англоязычной литературе, very low fre quency — VLF) и ультранизкочастотные (УНЧ, ultra low frequency — ULF) или, как их еще называют, короткопериодические колебания (КПК) или геомагнитные пульсации. С точки зрения физики плазмы ОНЧ-колебания охватывают диапазон от ci до ce, что для типичных условий магнитосферы означает 5 Гц–30 кГц. Иногда этот диапазон разделяют на два — крайне низкочастотные (КНЧ) — 5 Гц–3 кГц и собственно ОНЧ-колебания — 3–30 кГц. Геомагнитные пульсации — это колебания с частотой ci, т. е. ниже 5 Гц.

ОНЧ-излучения. Классификация различных типов ОНЧ-излучений дана в мо нографии Распопова и Клейменовой (1977). Плазменные колебания в частотном диапазоне ci ce представляют собой правополяризованную моду, которая является продолжением быстрого магнитного звука из области ci в область ci. В физике плазмы эта мода имеет разные названия — спиральная волна, ге ликон, вистлер (т. е. свист). Свистовые волны могут возбуждаться разрядами молний в атмосфере. Правая поляризация моды обеспечивает возможность циклотронного резонанса с электронами, вращающимися в магнитном поле в ту же сторону, что и электрическое поле волны. Такое взаимодействие волна—частица с одной стороны приводит к высыпанию электронов в атмосферу, а с другой — представляет собой магнитосферный механизм генерации ОНЧ. Теория этого явления, играющего важ ную роль в динамике магнитосферы, изложена в разд. 4.5.5.

Геомагнитные пульсации. Геомагнитные пульсации — самые низкочастотные колебания магнитосферы, занимающие диапазон 1 мГц–5 Гц. С физической точ ки зрения они являются гидромагнитными колебаниями магнитосферной плазмы.

Малые значения частот этих волн соответствуют их большим пространственным масштабам. Характерный масштаб основных геомагнитных пульсаций сопоставим с размерами магнитосферы. Поэтому структура и глобальные свойства магнитосферы в решающей степени определяют свойства геомагнитных пульсаций. Классификация геомагнитных пульсаций, принятая на XIII Генеральной ассамблее МГСС в 1963 г., основывается на их морфологических признаках. В первую очередь они разделяются на два больших класса — непрерывные Pc (pulsations continuous) — квазисинусои дальные колебания, продолжающиеся десятки и сотни периодов и нерегулярные — Pi (pulsations irregular) длительностью в несколько периодов. Каждый из этих классов разделен на несколько частотных диапазонов. В классе Pc — это Pc1 с периодами от 0,2 до 5 с, Pc2 — 5–10 c, Pc3 — 10–45 c, Pc4 — 45–150 c, Pc5 — 150–600 c, Pc6 — более 600 c. В классе Pi — диапазон Pi1 с периодами менее 40 c, Pi2 — 40–150 c и Pi3 — более 150 c. Внутри частотных диапазонов выделяют различные 4.5. Внутренняя магнитосфера типы пульсаций по их морфологическим признакам. Подробное описание всех типов пульсаций можно найти в монографии Гульельми и Троицкой (1973).

Волны в неоднородной магнитосфере. Магнитосфера является чрезвычайно неоднородной плазменной системой. Основные ее параметры — напряженность гео магнитного поля, плотность и температура плазмы изменяются на два–три порядка величины. Это оказывает определяющее влияние на свойства колебаний и волн и условия их распространения в магнитосфере. Так, например, колебания из много численного семейства ионно-циклотронных и электронно-циклотронных волн в маг нитосфере распространяться не могут. Частота каждой из этих мод заключена между nce, ci и (n + 1)ce, ci (n = 1,2, 3,...), и при ее приближении к циклотронной гар монике nce, ci мода затухает. Волна, пройдя лишь небольшую часть магнитосферы, обязательно оказывается в области затухания nce, ci. Глобальное распростра нение в магнитосфере возможно только для волн, условия существования которых допускают большие изменения определяющих их параметров. Именно таковы свисты, для которых ci ce, и гидромагнитные колебания с ci.

Несмотря на большую неоднородность магнитосферы у сравнительно высокоча стотных колебаний — свистов и высокочастотной части гидромагнитных волн длина волны много меньше масштаба неоднородности и, следовательно, для них применимо приближение ВКБ или, что то же самое — приближение геометрической оптики.

Язык приближения ВКБ (области прозрачности и непрозрачности, точки поворота и т. п.) очень нагляден и мы будем широко его использовать. В этом приближении поле колебаний в неоднородной среде таково, что в одной области пространства оно близко по своим свойствам (дисперсионному соотношению, свойствам поляризации) к одной моде однородной плазмы, в другой области — к другой моде. Вблизи границы раздела этих областей происходит линейная трансформация одной моды в другую.

В некоторых случаях принято говорить о возбуждении одной моды другой. Еще более нагляден язык волновых пакетов. Динамика волнового пакета описывается уравнениями x k =,, (4.5.3) = t k t x где k — (средний) волновой вектор пакета, x — (средняя) координата пакета, а = = (k, x) — локальное дисперсионное уравнение.

Распространение свистов в магнитосфере. Лучевые траектории свистов.

При анализе распространения свистов в магнитосфере на большей части их лучевой траектории можно использовать простое дисперсионное уравнение (Ахиезер и др., 1979) = (ce c2 /pe )k|k |, (4.5.4) справедливое при условиях | cos | me /mi, (4.5.5) k pe /c, k pi /c, где — угол между направлением магнитного поля B0 и волновым вектором k.

Условия (4.5.5) означают, что частота волны заключена в пределах ci ce.

Для групповой скорости имеем (k2 + k2 )k k + 2.

V= (4.5.6) = k kk k Из этого выражения видно, что V и V направлены в тех же направлениях, что и k и k. Из (4.5.6) нетрудно также получить известную теорему Стори: угол между V и B0 не может быть больше arcsin(1/3) = 19 29. Это свойство называют магнитным гидированием свистовых волн.

498 Гл. 4. Магнитосфера Земли Изменение волнового вектора описывается уравнением ce c dk n = ln ln, (4.5.7) dt B pe где n — концентрация плазмы. На рис. 4.5.9 изображены линии уровня величины ln(n/B0 ), а стрелками — направления градиента ln(n/B0 ). Исходя из этого рисунка и учитывая отмеченные выше свойства групповой скорости, нетрудно составить каче ственное представление о движении пакетов свистовых волн. Они могут запираться внутри плазмосферы и в магнитосферных дактах, часто наблюдаемых во внешней магнитосфере (Chappel, 1974). Это подтверждается многочисленными расчетами лу чевых траекторий свистов, начатых пионерской работой (Kimura, 1966).



Pages:     | 1 |   ...   | 16 | 17 || 19 | 20 |   ...   | 25 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.