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 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 6 |

«Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д. В. Скобельцына У ИСТОКОВ ...»

-- [ Страница 3 ] --

Наличие большого набора спектров, относящихся к различным периодам солнеч ной активности и условиям в межпланетном пространстве позволяет исследовать характер их изменения при изменении солнечной активности, которые должны проявляться в изме нении взаимных соотношений параметров А, В, С, Emin и. Спектр протонов в околосол нечном пространстве формируется происходящими на Солнце процессами и их откликами в межпланетном пространстве. С увеличением солнечной активности усиливается генера ция частиц малой энергии (левой ветви спектра) и модуляция частиц ГКЛ. В выбранных нами для анализа спектров периодах отсутствуют яркие проявления солнечной активно сти, такие как солнечные вспышки, ударные волны и рекуррентные потоки. Потоки час тиц во внутренней гелиосфере в эти периоды обусловлены другими процессами, непре рывно происходящими на Солнце и в межпланетном пространстве. Их совместное воздей Рис. 7. Распределение параметров аппроксимации спектров.

ствие на ускорение частиц малой энергии и их потери, а также модуляцию ГКЛ формиру ет энергетический спектр частиц. Рассмотрим два мыслимых крайних случая:

1) Происходит только изменение потоков частиц малых энергий (левая ветвь спек тра) без изменения модуляции ГКЛ. В этом случае при данном показателе спектра () ве личина А будет меняться с изменением E как E, а C останется без изменения.

Рис. 8. Зависимость А = f(Emin) для двух интервалов : 2,4 2,7 и 2,8 3,6.

Сплошная линия: A E, где =2,14 (верхняя панель) и =3,15 (нижняя панель).

Во вставке приведено распределение отклонений А от среднего значения.

2) На Солнце осуществляются условия, при которых происходит только изменение модуляции ГКЛ с сохранением уровня генерации частиц малых энергий. В этом случае при одинаковых будем иметь А = const, а C будет меняться как E.

Рис. 9. Зависимость С = f(Emin) для тех же интервалов, что и на рис. 8.

Сплошная линия: С E, где = -1,3 (верхняя панель) и = -0,9 (нижняя панель).

Реально Солнце и процессы в межпланетном пространстве одновременно генери руют частицы малых и модулируют потоки ГКЛ. В этом случае зависимость А и C от Emin будет отличаться от рассмотренных в 1) и 2). В частном случае параллельного сдвига спектра вдоль оси энергий должны наблюдаться, при одинаковом наклоне спектра, сле дующие зависимости: A~E и C~E.

На рис. 8 приведена зависимость величины А от Emin. Здесь все имеющиеся спек тры разбиты на две группы, отражающие распределение спектров по (см. рис. 7) с при близительно одинаковыми значениями и величина А представлена в зависимости от Emin. Видно, что параметр А может быть описан степенным законом в виде A~E. Значе ния "" для обоих наборов спектров со значениями, равными 2,42,7 и 2,83,6 рав ны соответственно 2,14 и 3,15, при средних значениях = 2,58 и = 3,18. Близость показателя степени =3,15 к среднему значению = 3,18 говорит о том, что спектры этой второй группы возникают в ситуации синхронной генерации частиц малой энергии и модуляции частиц ГКЛ, такой, что спектр только передвигается параллельно оси энергий.

Напомним, что при параллельном переносе спектра должно наблюдаться равенство =, а С должно быть обратно пропорционально Emin. На рис. 9 дана зависимость C от Emin, которая для второй группы спектров близка к этой зависимости, т.е. имеет степенной вид (С~1/Emin). Это означает, что в некоторые периоды времени на Солнце преобладают процессы, которые обеспечивают генерацию частиц и модуляцию ГКЛ синхронным обра зом, так что изменение спектра протонов, а скорее всего и других частиц, происходит в виде почти параллельного сдвига этого спектра по оси энергий.

Для первой группы спектров с 2,8 картина существенно другая. Здесь наблюда ются меньшие значения "" по сравнения с, что говорит о том, что модуляционные процессы немного "превышают" процессы генерации частиц малоэнергичной ветви спек тра.

Однако, отмеченная закономерность для второй группы спектров наблюдается только в среднем. На рис. 8 и 9 разброс точек и далеко выпавшие от средней зависимости точки, а каждая точка это энергетический спектр для некоторого интервала времени, го ворят о том, что иногда на Солнце возникают аномальные ситуации, при которых генера ция малоэнергичных частиц подавлена (или усилена), а модуляционные процессы усиле ны (или подавлены), в то время как усиление генерации малоэнергичных частиц (увели чение параметра А) должно сопровождаться усилением модуляционных процессов частиц ГКЛ (уменьшением параметра C). Для периодов с одновременным уменьшением значений А и C в энергетических спектрах Солнце ведет себя "аномальным" образом: генерация частиц уменьшена, что говорит об отсутствии сильной возмущенности околосолнечного магнитного поля, а модуляционные процессы усилены, что, наоборот, говорит о наличии сильной возмущенности межпланетного магнитного поля. Согласовать это противоречие можно в предположении, что генерация или ускорение новых частиц и модуляционные процессы ГКЛ обусловлены разными причинами, например, генерация частиц происходит на Солнце в процессах с небольшим энерговыделением (микровспышки и др.), которые не вызывают возмущений межпланетного магнитного поля, а модуляционные процессы в ГКЛ, обусловлены турбулентностью межпланетного магнитного поля, обусловленной ва риациями параметров солнечного ветра, которые не всегда связаны друг с другом. Другая возможность заключается в предположении, что генерация частиц на Солнце сопровожда ется созданием пертурбаций магнитного поля в ближайших окрестностях Солнца, а моду ляция ГКЛ осуществляется магнитными неоднородностями в основном на больших рас стояниях от Солнца.

Отметим, что аномальное поведение Солнца отмечено и в минимуме СА 1986- гг., где наблюдались одновременные минимальные потоки солнечной и галактической ветвей спектра (см. рис. 3г).

Чтобы оценить время, в течение которого Солнце находится в "нормальном" и "аномальном" состоянии рассмотрим зависимость А=f(Emin) для интервалов =2,8-3,6 (см.

рис. 8). Видно, что большинство точек-спектров группируется вокруг прямой A E, хотя некоторые из них отстоят от этой прямой на достаточное расстояние (распределение отклонений А от среднего значения дано на вставке этого рисунка). Из 68 спектров из этой группы только 10 достаточно резко выделяются из общей массы, в то время как ос тавшиеся 58 можно рассматривать как относящиеся к такому состоянию Солнца, при ко тором вариации спектра связаны только с его перемещением вдоль оси энергий. С учетом 34 спектров в первой группе ( = 2,4-2,7), которые нужно отнести к числу "аномальных", можно констатировать, что приблизительно в половине рассмотренных временных интер валах Солнце вело себя "нормальным" образом, обеспечивая синхронную генерацию ма лоэнергичных частиц и модуляцию частиц ГКЛ, выражающуюся в параллельном переносе спектра вдоль оси энергий, в то время как в остальных случаях это положение не выпол няется. Это означает, что в отсутствии сильных активных процессов больше чем в поло вине всего времени Солнце и окружающее пространство находится в квазистационарном состоянии, при котором генерация новых частиц на Солнце и модуляционные процессы в межпланетном пространстве синхронизированы, действуют совместно.

Автор благодарит М.А.Зельдович за полезные обсуждения проблем, затрагиваемых в работе, и Г.М.Сурову за помощь в подготовке и оформлении данной статьи.

Цитированная литература 1. Бедняков А.А., Логачев Ю.И., Рюмин С.П., Савенко И.А., Столбоушкин С.К., Шесто палов И.П. Измерение протонов малых энергий на ИСЗ "Прогноз". Космич. ис след., 1974, т. 2, вып. 2, с. 312-314.

2. Белоусова Т.Я., Виноградова В.Г., Логачев Ю.И., Рюмин С.П., Столбоушкин С.К., Чуманов В.Я. Спектрометр протонов малых энергий на ИСЗ "Прогноз". Геомаг нетизм и аэрономия, 1975, т. 15, N 6, c. 24-28.

3. Кузнецов С.Н., Логачев Ю.И., Рюмин С.П., Столбоушкин С.К. О связи потоков мало энергичных протонов с вариациями магнитного поля Земли. Космич. исслед., 1976, т. 14, вып. 4, с. 646-647.

4. Логачев Ю.И., Столбоушкин С.К., Тверской Б.А. Протоны малых энергий на 1 а.е. по измерениям на спутнике "Прогноз-3". Изв. АН СССР, сер. физич., 1979, т.43, N 4, c. 738-748.

5. Зельдович М.А., Логачев Ю.И. Рекуррентные возрастания интенсивности частиц ма лых энергий по измерениям на ИСЗ "Прогноз-3". Космич. исслед., 1981, т. 19, вып.

1, с. 53-65.

6. Krimigis S.M., Kohl J.W., Armstrong T.P. Proc. 13-th ICRC, 1973, v. 2, p.1656.

Sarries E.T., Krimigis S.M., Armstrong T.P. Observations of magnetospheric bursts of high-energy protons and electrons at 35 Re with IMP-7. J. Geophys. Res., 1976, v. 81, N 13, p. 2341-55.

7. Kunov H., M.Witte, G. Wibberenz, H.Hempe, R.Mueller-Mellin, G.Green, B.Iwers, J.Fuckner. Cosmic ray measurements on board Helios 1 from December 1974 to Sep tember 1975: quiet-time spectra, radial gradients, and solar events. J. Geophys. Res.

1977, v. 42, p. 615-631.

8. Fan C.Y., G.Gloeckler, B.McKibben et al. Differential energy spectra and intensity variation of 1-20 MeV/nucleon protons and helium nuclei in interplanetary space (1964-66). Ca nad. J. Phys., 1968, v. 46, p. 498.

9. Zamow R. The 1964-1972 quiet-time spectra of protons and helium at 2-20 MeV per nucle on The Astrophysical Journal, 1975, v. 197, p. 767-780.

10. Fan C.Y., M.Pick, K.R.Pyle, J.A.Simpson, D.R.Smith. Protons associated with centers of so lar activity and their propagation in interplanetary magnetic field regions corotating with the Sun. J. Geophys. Res., 1968, v. 73, p. 1555.

11. Krimigis S.M., J.W.Kohl, T.P.Armstrong. The magnetospheric contribution to the quiet time low energy nucleon spectrum in the vicinity of Earth. Geophys. Res. Lett., 1975, v.

2, p. 457.

12. Anderson K.A., R.P.Lin. A stable particle component 30 to 400 keV in interplanetary space.

Proc. 12 ICRC, 1971, v. 4, p. 1853-1857.

13. Lin R.P., R.E.McGuire, K.A.Anderson. Observation of 38-334 keV interplanetary protons during solar quiet times. Phys. Rev. Lett., 1973, v. 31, N20, p. 1268.

14. Mewaldt R.A., E.C.Stone, R.E.Vogt. The quiet-time spectra of low energy hydrogen and he lium nuclei. Proc. 14 ICRC, 1975, v. 2, p. 774.

15. Gloeckler G., D.Hovestadt, B.Kleckler, O.Vollmer, C.Y.Fan. Anomaly in the quiet-time he lium spectrum at 1 MeV per nucleon. The Astrophys. Journal, 1976, v. 204, p. 920-926.

16. Garsia-munoz M., G.M.Mason, J.A.Simpson. The anomalous He-4 component in cosmic ray spectrum at 50 MeV per nucleon during 1972-1974. The Astrophys. J., 1975, v.

202, p. 265-275.

17. Krimigis S.M., R.D.Zwickl, J.W.Kohl, T.P.Armstrong. The quiet-time low energy nucleon spectrum in the vicinity of Earth. Proc. 14 ICRC, 1975, v. 2, p. 780.

18. Krimigis S.M., R.D.Zwickl, J.W.Kohl, T.P.Armstrong. The quiet-time low energy nucleon spectrum during 1975. Proc. 15 ICRC, 1977, v. 5, p. 280.

19. Gloeckler G., D.Hovestadt, B.Klecker, O.Vollmer, C.Y.Fan. The energy spectra of protons and alpha particles above 300 keV/nucleon during quiet times. Proc. 14 ICRC, 1975, v.

2, p. 768.

20. Mason G.M., G.Gloeckler, D.Hovestadt. Search for characteristic features of low-energy quiet-time H, He and heavy nuclei fluxes, 1973-1977. Proc. 16 ICRC, 1979, v. 1, p.

259.

21. Gloeckler G., C.Y.Fan. Anomaly in the quiet-time helium spectrum at 1 MeV per nucleon.

The Astrophysical Journal, 1976, v. 204, p. 920-926.

22. Marshall F.E., E.C.Stone. Persistent sunward flow ~ 1,6 MeV protons at 1 AU. Geophys.

Res. Lett., 1977, v. 4, N1, p. 57.

23. Sarris E.T., S.M.Krimigis, T.P.Armstrong. Observations of magnetospheric bursts of high energy protons and electrons at ~ 35 Re with IMP-7. J. Geophys. Res., 1976, v. 81, N12, p. 2341.

24. Gold R.E., E.C.Roelof. Energetic particle recurrence and escape during solar cycle 20. Proc.

16 ICRC, 1979, v. 5, p. 46.

25. Wenzel K.-P., J.Rodrigues-Pachego, T.P.Sanderson, J.Beeck. Observation of low-energy (35 keV) interplanetary protons during quiet times. Proc. 21 ICRC, 1990, v. 5, p. 328 331.

26. Richardson I.G., D.V.Reames, K.-P.Wenzel, J.Rodriguez-Pachego. Quiet-time properties of low-energy (10 MeV per nucleon) interplanetary ions during solar maximum and solar minimum. The Astrophysical Journal (Lett.), 1990, v. 363, L9-L12.

27. Зельдович М.А, Логачев Ю.И., Сурова Г.М. Энергетические спектры малоэнергичных протонов при спокойном Солнце. Космич. исслед., 1995, т. 33, N 6, с. 593-598.

28. Zeldovich M.A., Logachev Yu.I., Kecskemety K., Kiraly P., Varga A. Quiet-time proton fluxes in the inner heliosphere. Proc. 24-th ICRC, v. 4, p. 405-408.

29. Zeldovich M.A., Logachev Yu.I., Kecskemety K., Varga A. Energy Spectra of 1-30 MeV Protons at 1 AU during the Last Three Minima of the Solar Activity Cycle. Proc. 16-th ECRS, 1998, p. 177-180.

30. Logachev Yu.I., Zeldovich M.A., Kecskemety K., Kiraly P. Energy Spectra of 1-100 MeV Protons under Quiet Conditions near 1 AU. Proc. 16-th ECRS, 1998, p. 181-184.

Исследование пояса энергичных электронов в переходной области магнитосферы по спутниковым данным и разработка модельных представлений Е. В. Горчаков, Ю. В. Минеев, М. В. Терновская Широта научных интересов Бориса Аркадьевича Тверского и многогран ность его личности поражали каждого, кому посчастливилось с ним ра ботать. Авторы предлагаемой статьи - не исключение. Мы благодарны Борису Аркадьевичу за понимание и заинтересованность, которые он проявлял к обсуждаемой ниже проблеме.

Введение Первым обратил внимание на существование пояса электронов в переходной об ласти магнитосферы, между фронтом околоземной ударной волны и магнитопаузы К.И.

Грингауз, обнаруживший пояс, при проведении экспериментов с ионными и электронны ми ловушками при полете первых советских космических аппаратов. Позже С. Менг и К. Андерсон опубликовали работу, где подтвердили существование устойчивого слоя энергичных электронов вблизи магнитопаузы, на основе анализа измерения потоков элек тронов с энергией Е 40 кэВ, проведенных на ИМП-1, 2, 3 и Эксплорер-35.

В настоящей работе рассматривается экспериментальный материал, относящийся к периоду с 1963 по 1985 гг. и полученный с помощью спутников ИМП-1, 2, 3, 5, 6, 7, 8, ХЕОС-2, Прогноз-3, 4, 6, 7, 10, Вела-5, 6, ISЕЕ-1, 2 и других.

Таким образом, рассматриваемый период включает два максимума (1969-1971 гг.) и (1979-1982 гг.) и три минимума (1965-1967 гг., 1975-1977 гг., 1985-1987 гг.) солнеч ной активности.

Как отмечалось, впервые наблюдения энергичных электронов в области между фронтом ударной волны и магнитопаузой были проведены в 60-х годах на спутниках ИМП-1 и ИМП-2. В этих экспериментах были зарегистрированы всплески электронов с энергиями Е 40 кэВ. Результаты и данные, полученные на ИСЗ ИМП-3 и Экспло рер-35, привели к выводу, что на дневной стороне магнитопаузы постоянно присутствует слой энергичных электронов.

Актуальность настоящей работы связана с тем, что в данной области простран ства наряду с галактическими и солнечными космическими лучами (ГКЛ и СКЛ) су ществуют спорадические потоки электронов (СПЭ) с энергиями от 0.02 до 3.0 МэВ и ин тенсивностью, достигающей 103 см-2с-1ср-1. Поэтому при проектировании и расчетах, свя занных с созданием КА, прогнозировании радиационной обстановки на орбите, кон троле за оперативной обстановкой, помимо ГКЛ и СКЛ, необходимо также учитывать СПЭ.

Несмотря на то, что исследования потоков электронов начались уже в 60-ые годы и проводились при полетах многочисленных ИСЗ с помощью различной аппаратуры, мно гие вопросы, связанные с пространственно-временным и энергетическим распределением этих потоков, остаются не полностью ясными до настоящего времени. В первую оче редь это связано с тем, что потоки спорадических электронов не относятся к категории геомагнитно захваченной радиации. При реализации геомагнитного захвата сохраняется ряд инвариантов, которые позволяют по измерениям в ограниченном числе точек про странства не только интерполировать, но и экстраполировать данные в области, где не производились измерения. Кроме того, геомагнитно захваченная радиация существует в области регулярного или квазирегулярного поля, что само по себе ограничивает возмож ные флуктуации потоков заряженных частиц.

В рамках исследуемого нами явления случайные отклонения характеристик пото ков СПЭ от их средних величин, очень велики, причем эти флуктуации выражаются не только в колебаниях величины интенсивности и формы спектра, но также и в характери стиках пространственного распределения. Все это и послужило основанием для того, что бы потоки частиц, существующие в переходной области, отнести к категории споради ческих, т.е. случайных явлений. Интенсивность, спектры, пространственное распределе ние этих потоков зависят от различных проявлений солнечной и геомагнитной активно сти. Но все эти закономерности известны нам из эксперимента, т.е. опираются на конеч ное число измерений, выполненных в некоторых областях пространства. Экстраполяция этих данных в другие районы переходной области путем использования теоретических закономерностей является весьма сложной задачей, поскольку в настоящее время единая точка зрения о механизме, объясняющем возникновение и динамику этих потоков, отсут ствует. Возможно, спорадические потоки электронов обязаны своему происхождению дей ствию нескольких механизмов. Именно это обстоятельство и обуславливает сложности теоретической интерпретации.

Во всяком случае, в настоящее время нет однозначности в понимании источника этих электронов. Существует, по крайней мере, две точки зрения относительно происхож дения спорадических электронов: 1) СПЭ образуются за счет вытекания из магнито сферы накопленных там частиц;

2) СПЭ образуется за счет набегания солнечного ветра (магнитное поле в переходной области сильно флуктуирует по величине и направлению;

амплитуда флуктуации сравнима с величиной поля и может достигать 20 нТл). В принципе, эти два подхода не исключают друг друга, т.к., с нашей точки зрения, каж дый из указанных механизмов может действовать, но действовать только в определенных условиях. Мы считаем, что эти два механизма могут не исключать, а дополнять друг дру га.

Таким образом, вопрос о происхождении этих потоков является одним из фундаментальных для проблем физики магнитосферы.

Как было отмечено выше, в обширной области околоземного пространства, между границей магнитосферы и головной ударной волной, наблюдаются спорадические по токи энергичных электронов. Еще раз отметим, что в данной области пространства не су ществует геомагнитно захваченной радиации, т.к. радиационные пояса Земли локали зованы в магнитосфере, т.е. на более близких к Земле расстояниях.

Однако, наряду со спорадическими электронами в этой области пространства постоянно присутствуют галактические и солнечные космические лучи. Сопоставим интенсивность этих компонент.

Интенсивность электронов спорадических потоков во время всплесков для элек тронов с энергиями больше 30 кэВ меняется, как правило, в интервале от 101 до 103 см-2с 1 - ср, а для электронов с энергией больше 0.3 МэВ от 1 до 102 см -2с-1ср-1.

Поток галактических космических лучей существует постоянно, испытывает ва риации в связи с изменением солнечной активности, но не превышает нескольких частиц на квадратный сантиметр в секунду.

Вспышки солнечных космических лучей происходят сравнительно редко. Во время мощного протонного события на Солнце интенсивность солнечных космических лучей может на несколько порядков превышать интенсивность галактических космических лучей в области низких (мэвных) энергий. Однако, такие события происходят редко и длятся сравнительно недолго. Поэтому, если при полете ИСЗ в магнитосфере необходимо учи тывать помимо космических лучей радиационные пояса, то при полете ИСЗ в переходной области обязательно следует учитывать помимо космических лучей также спорадические потоки электронов.

Конфигурация переходной области На расстояниях от Солнца порядка одной астрономической единицы скорость направленного движения частиц солнечного ветра значительно превышает скорость их хаотического движения. Магнитное поле Земли на больших расстояниях должно было бы носить дипольный характер и простираться, в принципе, до бесконечности, если бы межпланетное пространство можно было рассматривать как вакуумную систему. Од нако, это не так и при взаимодействии солнечного ветра с геомагнитным полем возни кает ударная волна. В подсолнечной точке ударная волна отстоит от границы магнитосфе ры (магнитопаузы) на два-три радиуса Земли (граница магнитосферы в спокойных усло виях отстоит в среднем на 11 радиусов) и по мере удаления от подсолнечной точки волна ослабевает. Как в районе подсолнечной точки, так и по мере удаления от нее, давление на границу магнитосферы определяется давлением или импульсом солнечного ветра. Есте ственно, следует считать импульс только в направлении нормали к границе, а это означа ет, что эффективное давление солнечного ветра на границу магнитосферы по мере уда ления от подсолнечной точки ослабевает. Вследствие сказанного выше как граница маг нитосферы, так и головная ударная волна по мере отклонения от подсолнечной точки уда ляются от центра Земли.

Так, в направлении оси, перпендикулярной линии Солнце-Земля, удаление грани цы магнитосферы от центра Земли превышает удаление в подсолнечной точке на 20 30%, а удаление головной ударной волны увеличивается примерно на 50%. В результате, расстояние между головной ударной волной и магнитопаузой тоже возрастает. Одна ко, по мере дальнейшего удаления от подсолнечной точки граница магнитосферы плавно приобретает цилиндрическую форму. Поскольку дипольное поле сильно уменьшается с расстоянием (обратно пропорционально третьей степени расстояния), а зависимость от широты слабая (всего в 2 раза при переходе от экватора к полюсу при фиксированном расстоянии), то границу магнитосферы и головную ударную волну в первом приближении можно считать осесимметричными относительно линии Солнце Земля.

Энергетические зависимости Интенсивность электронов спорадических потоков сильно зависит от энергии: при изменении энергии только в 10 раз дифференциальная интенсивность электронов меняется примерно на 3 – 4 порядка. Были проведены поиски компактного метода представления информации. Для этого были исследованы различные виды спектров для аппроксимации интенсивности во всем диапазоне энергии. Мы пришли к выводу, что наиболее соответст вует экспериментальным данным степенная форма спектра j=АЕ-, причем оказалось, что нормировочный множитель А и показатель спектра могут считаться постоянными во всем диапазоне изменения энергии для данного сектора пространства (всего было рас смотрено 24 сектора).

Зависимость от солнечной и геомагнитной активности Необходимо было правильно предусмотреть форму представления материалов, учитывающую зависимость интенсивности спорадических потоков электронов от солнеч ной и геомагнитной активности. В результате исследования этих зависимостей с учетом имеющегося массива экспериментальных данных было принято целесообразным предста вить данные для максимума солнечной активности (СА) в усредненном виде, а для мини мума - для спокойных (сумма за сутки Кр-индекса меньше 5) и для возмущенных (сумма за сутки Кр-индекса больше 33) условий. Кр-индекс отражает отклонение возмущенного поля от спокойного уровня.

Расстояние между соседними минимумами и максимумами СА соответствует примерно 5-6 годам, а это означает, что для промежуточных моментов времени следует пользоваться интерполяцией. Для интерполяции предлагается простая зависимость: для промежуточных значений времени, не относящихся к максимуму или минимуму солнеч ной активности, следует брать среднеарифметическую величину. При детальном анализе следует также учитывать скорость солнечного ветра. Так временная задержка в появлении максимума интенсивности электронов с Е = 0.3-1.3 МэВ на магнитопаузе относительно максимума скорости солнечного ветра составляет примерно 1.5 суток.

Модельные представления В результате проведенных исследований была принята осесимметричная модель переходной области, а пространство между магнитопаузой и головной ударной волной бы ло разделено на три слоя, равноудаленных друг от друга (рис. 1).

Рис. 1. Осесимметричная модель переходной области R1 – расстояние от центра Земли до магнитопаузы.

R2 – расстояние от центра Земли до фронта ударной волны.

R – толщина магнитного переходного слоя.

Область магнитопаузы (далее область МП) расположена от R1 до R1+ R /3.

Область ударной волны (далее область УВ) расположена от R2 до R2 - R /3.

Область С расположена в пределах от R2 - R /3 до R1 + R /3.

Для средних параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля расстояние от центра Земли до магнитопаузы и до ударной волны по направлению на Солнце было принято равным 70 и 90 тысячам километров соответственно. По мере уве личения угла между направлениями от центра Земли на Солнце и в заданный район переходной области эти расстояния увеличивались, и при max = 120° были приняты рав ными 150 и 290 тысяч километров. При обработке экспериментальных данных шаг по составлял 15°. Таким образом, вся переходная область с дневной стороны (0° 120°) была разбита на 8 интервалов по и на 3 слоя по расстоянию, т.е. всего было рассмотре но 24 участка переходной области для трех уровней солнечной активности (один уровень для максимума солнечной активности и два уровня для периода минимума солнечной ак тивности).

Далее в тексте настоящей статьи приведены сводные таблицы (таблицы 1, 2, 3, 4), отражающие результаты проведенных исследований. Оказалось, что максимальные значе ния А (нормировочный множитель в см-2с-1кэВ-1ср-1) наблюдаются в слое, прилегаю щем к магнитопаузе, причем с ростом величина А увеличивается. Так, например, в об ласти, прилегающей к границе магнитосферы, величина А изменяется от 106 до 107- для максимума солнечной активности и для минимума СА в возмущенные периоды, а в период минимума СА для спокойных геомагнитных условий меняется значительно слабее:

от (2-6) 10б до (3-8) 106. Величина при этом меняется незначительно и имеет значения в интервале 3.5 -4. По мере приближения к головной ударной волне величины А и в целом уменьшаются. Оказалось, что в некоторых областях величина А имеет значения порядка 102. Величина при этом изменяется значительно слабее, принимая минимальные значе ния 2-2.5.

Таблица 1. Значения R1, R2, R (в тысячах км) для различных угловых интервалов при средних па раметрах солнечного ветра и межпланетного магнитного поля Интервал углов, ° R R1 R От 0 до 15 вкл. 72-72 91 -93 Св. 15 до 30 вкл. 72-72 93-96 Св. 30 до 45 вкл. 72-74 96 - 102 Св. 45 до 60 вкл. 74-79 102- 113 Св. 60 до 75 вкл. 79-89 113-131 Св. 75 до 90 вкл. 89- 100 131- 158 Св. 90 до 105 вкл. 100- 121 158-210 Св. 105 до 120 вкл. 121 - 153 210-293 Примечание: Первые значения радиусов соответствуют наименьшим, вторые наибольшим значе ниям углов из каждого интервала.

Энергетическое распределение плотности спорадических потоков электронов j, cм с кэВ-1 ср-1 в различных районах магнитного переходного слоя для периодов мини -2 - мума и максимума солнечной активности вычисляют по формуле:

J=АЕ-, (1) где Е - выраженная в кэВ энергия электронов;

А - нормировочный коэффициент в см2 с- кэв-1;

- безразмерный показатель степени.

Таблица 2. Значения А и в период максимума солнечной активности Область МП Область С Область УВ Интервал углов, А А А 6 6 От 0 до 15 вкл. (1 -5) 10 3,5 - 3,7 (1 - 2) 10 3,0 - 3,2 (1-3) 10 2,4 - 2, 6 6 Св. 15 до 30 вкл. (1 - 5) 10 3,5-3,7 (1 -2) 10 3,0 - 3,2 (1 - 3) 10 2,4 - 2, (1-5)10 6 (1-2) 106 (1 - 3) Св. 30 до 45 вкл. 3,5 - 3,7 3,0 - 3,2 2,4 - 2, 6 6 Св. 45 до 60 вкл. (1-5)10 3,5 - 3,7 (1 -2) 10 3,0 - 3,2 (1 -3) 10 2,4 - 2, 6 6 Св. 60 до 75 вкл. (1-5) 10 3,5 - 3,8 (1 -2) 10 3,2 - 3,5 (1 - 3) 10 2,4 - 2, 7 6 Св. 75 до 90 вкл. (1 - 8) 10 3,7 - 4,0 (1 -5) 10 3,2 - 3,5 (1 -3) 10 2,4 - 2, 7 6 Св. 90 до 105 вкл. (1 -8) 10 3,7 - 4,0 (1 - 5) 10 3,5-3,7 (1 -3) 10 2,4 - 2, 7 6 Св. 105 до 120 вкл. (1 - 8) 10 3,7 - 4,0 (1 - 5) 10 3,2 - 3,7 (1 -3)10 2,4 - 2, Таблица 3. Значения А и в период минимума солнечной активности во время геомагнитных возмущений Область МП Область С Область УВ Интервал углов, А А А 106 От 0 до 15 вкл. 3,5 - 3,7 3,0-3,2 40- 100 2,4 - 2, Св. 15 до 30 вкл. 10" 3,5 - 3.7 3,0 - 3,2 40- 100 2,4 - 2, 106 Св. 30 до 45 вкл. 3,5-3,7 3,0 - 3,2 40- 100 2,4 - 2, 106 Св. 45 до 60 вкл. 3,5 - 3,7 3,0 - 3,2 40- 100 2,4 - 2, 106 Св. 60 до 75 вкл. 3,5 - 3,7 3,2 - 3,5 40- 100 2,4 - 2, 107 Св. 75 до 90 вкл. 3,5-3,7 3,2 - 3,4 40 - 100 2,4 - 2, 107 Св. 90 до 105 вкл. 3,5 - 3,7 3,2 - 3,4 40- 100 2,4 - 2, 107 Св. 105 до 120 вкл. 3,5 - 3,8 3,2-3,5 40-100 2,4 - 2, Таблица 4. Значения А и у в период минимума солнечной активности в спокойных геомагнитных условиях Область МП Область С Область УВ Интервал углов, А А А (2-6) 10 6 (1 -5)104 От 0 до 15 вкл. 3,4 - 3,5 3,0 - 3,3 2,0 - 2, (2-6) 10 6 (1 -5) 104 Св. 15 до 30 вкл. 3,4 - 3,5 3,0-3,3 2,0 - 2, (2-6) 10 6 (1 -5) 104 Св. 30 до 45 вкл. 3,4 - 3,5 3,0 - 3,3 2,0 - 2, (2-6) 10 6 (1 -5)10 4 Св. 45 до 60 вкл. 3,3 - 3,5 3,0 - 3,3 2,0 - 2, (2-6) 106 (1-7)10 4 Св. 60 до 75 вкл. 3,3 - 3,6 3,2 - 3,4 2,0 - 2, (3 - 7) 106 (1-7) 105 Св. 75 до 90 вкл. 3,5-3,7 3,2 - 3,4 2,0 - 2, (3 - 8) 106 (1 -2) 106 3 Св. 90 до 105 вкл. 3,5-3,8 3,2 - 3,5 2,0 - 2, (3-8) 106 (1 -3) 106 3 Св. 105 до 120 вкл. 3,5-3,8 3,2-3,5 2,0 - 2, Подробные сведения о динамике энергичных электронов в переходной области приведены в Государственном стандарте Российской Федерации "Потоки электронов спорадические в околоземном пространстве. Модель пространственно - временного и энергетического распределения".

Исследования на спутнике "Прогноз - 4" Искусственный спутник Земли "Прогноз-4" был запущен 22.12.75 г. Орбита (рис. 2):

апогей - 200000 км, перигей - 600 км, наклон - 65°, период обращения - 4 суток. Орбита позволяла измерять потоки электронов в солнечном ветре в переходной области и в магнитосфере.

На рис. 2 показаны три орбиты Прогноза 4 в солнечно-эклиптической системе координат. Положение магнитопаузы МР отмечено штрихованной линией. Положение околоземной ударной волны ВS – отмечено штрихпунктиром (на 14–15-м обороте ИСЗ 15.02.76-16.02.76).

Анализ потоков электронов с конца декабря 1975г. до середины марта 1976г.

показал, что между фронтом околоземной ударной волны и магнитопаузой практически постоянно существует слой электронов с энергией Ее = 0.03-3 МэВ. Величина всплесков, составляющих слой, зависит от энергии и превышает фоновое значение для Ее = 0.03-0.5 МэВ приблизительно на порядка, для Ее = 0.5-0.8 МэВ – около порядка и для Ее = 2.0-3.0 МэВ имеет практически фоновое значение, за исключением возрастаний у МР в среднеширотной части переходной области.

На рис. 3 представлены потоки электронов, зарегистрированные во время одного из пролетов ИСЗ. Временное разрешение (2'44”) определялось пределами Рис. 2. Три орбиты "Прогноз - 4": на 1 -2, 14 - возможностей телеметрии. При входе в 15, 19 - 20-м оборотах в солнечно-эклипти магнитосферу февраля на ческой системе координат. Толстые сплош среднеширотном участке переходной ные линии участки орбиты, на которых области при многократном пересечении приборы зарегистрировали в переходной об ласти потоки электронов большей интенсив- фронта ударной волны всплесков не ности, чем в солнечном ветре;

двойная линия наблюдается. Они возникают внутри участки орбиты, на которых наблюдалось переходной области, и перед МР начинается возрастание электронных потоков в магнито непрерывный слой электронов. При сфере;

пунктир превышение энергичными пересечении МР во внешней области электронами максимальной регистрируемой величины. магнитосферы потоки (Н~57800км) возрастают на полтора порядка.

Рис. 3. Потоки электронов в переходной области магнитосферы (измерения НИИЯФ МГУ и ИКИ РАН).

МР - магнитопауза;

М.ВS — многократные пересечения ударной волны.

электронов с Ее = 0.03-0.8 МэВ приводят приборы к «зашкалу», а потоки с Ее = 2-3 МэВ Рис 4. Вариации потоков электронов, связанные с рекуррентной активностью Солнца.

Буквой "М" помечены периоды нахождения спутника в магнитосфере.

На выходе из магнитосферы 16 февраля при пересечении ИСЗ переходной области в высокоширотной части всплески электронов образуют слой сложной структуры по всей переходной области. Толщина слоя в этой части пространства складывается из ширины всплесков вблизи МР, внутри переходной области и на толщине ударной волны. Потоки всплесков по всей переходной области сопоставимы. Толщина слоя по ходу ИСЗ составля ет 2-5 радиусов Земли.

На Рис. 4 представлены вариации потоков электронов, зарегистрированные на ИСЗ во время геомагнитных возмущений, связанных с рекуррентными областями на Солнце.

Анализ полученных с декабря 1975 г. по февраль 1976 г. включительно результатов показал, что в спокойное время Солнца на фоновых участках потоков частиц в межпланет ном пространстве, в переходной области и при фоновых значениях во внешней магнито сфере дифференциальные спектры = 1.6 - 1.7. Для возрастаний потоков электронов на ударной волне на средних и высоких широтах переходной области показатель менялся от 2.4 до 3. Для возрастаний потоков на МР =3.3 - 4.7. Интегральные спектры для это го пролета в диапазоне 0.03 – 0.5 МэВ свидетельствуют об аппроксимации спектров вблизи МР прямой линией. На это указывает также синхронное поведение временных профилей частиц в диапазоне 0.03 – 0.5 и 0.5 – 0.8 МэВ (см. Рис. 3,4).

Во время глубокого минимума солнечной активности, за время функционирования ИСЗ по диску Солнца в течение трех оборотов проходила активная рекуррентная область (АО) (декабрь № 13994, январь № 14029 и февраль № 14079). Эта АО явилась причи ной рекуррентных возрастаний потоков заряженных частиц, зарегистрированных аппара турой на "Прогноз - 4" с интервалом около 27 суток: 1) 25.12.75 - 3.01.76, 2) 21 31.01.76, 3) 17 -27.02.76.

С появлением этих АО связаны прохождения ударных волн в межпланетном пространстве, изменения в модуле и знаке ММП и др. В межпланетном пространстве произошли возрастания потоков электронов Ее=0.03-0.5, 0.3-0.5 и 1.2-2.0 МэВ (рис. 4);

одновременно увеличился поток протонов Ер 1 МэВ (Рис. 4).

Возможные механизмы ускорения электронов в переходной области В настоящее время предлагаемые источники энергичных электронов слоя в переход ной области можно условно разделить на две группы: 1) локальные источники ускори тельных механизмов, расположенные вблизи МР в местах пересоединения силовых ли ний дневной стороны и хвоста МР с линиями ММП, с резонансным разогревом электронов электромагнитными волнами, образующимися в переходной области, и 2) источники, поставляющие энергичные электроны из разных областей магнитосферы, пу тем ускорения электронов внутри плазменного слоя и просачивания их на силовые линии переходной области на низкоширотной утренней МР.

Б.А. Тверской указывал на эффективный механизм ускорения при прохождении час тиц через фронт ударной волны. Г.Ф. Крымский решил задачу об ускорении заряженных частиц на фронте ударной волны с учетом мелкомасштабных неоднородностей магнитного поля, рассеивающих заряженные частицы. Е.Г. Бережко. рассмотрел ускорение заряженных частиц в сдвиговых течениях космической плазмы. Была определена плотность ускоренных частиц как нерелятивистских, так и релятивистских и получено значение при переходе че рез фронт ударной волны равное 2.5, что примерно совпадает с результатами данной работы ~ 2.4 на ударной околоземной волне.

Роль солнечного ветра велика и в процессах ускорения энергичных электронов с по мощью так называемого фрикционного механизма ускорения электронов в слое сдвигового течения плазмы. Слой, занятый сдвиговым течением плазмы, непосредственно примыкает к магнитопаузе и имеет характерную толщину l 0.1 RE (RE - радиус Земли) на дневной сто роне геомагнитосферы.

Часть электронов, имеющих пробег, будет ускоряться посредством фрикционного механизма в процессе их конвективного переноса вдоль слоя, начиная с лобовой части магнитосферы. При этом средняя энергия электронов Е будет расти в соответствии с выражением,t, (2) где и перепад скорости плазмы поперек слоя, V скорость электронов.

При этом эффективность фрикционного ускорения растет с увеличением скорости солнечного ветра, поскольку растет перепад скорости плазмы поперек слоя сдвигово го течения. Этим можно объяснить наблюдаемую зависимость интенсивности потока электронов на магнитопаузе от величины скорости солнечного ветра. При этом сред няя энергия ускоренных электронов составляет E, (3) где m масса электронов.

Расчеты показывают, что при l 0.1 RE, ~ l, u = 6107 см/с на расстоянии L = RE средняя энергия электронов Е 0.1 МэB, т.е. солнечный ветер посредством фрикцион ного механизма может весьма эффективно ускорять электроны в переходной области маг нитосферы и в магнитопаузе.

Литература Альвен Г. Фельтхаммер К.Г. Космическая электродинамика. Основные принципы. _ М.:

Мир, 1967.

Afanasiev K.G., Gorchakov Ye.V., lozenas V.A., M.V. Ternovskaya. High-velocity fluxes of the solar wind and the fluxes of energetic electrons in the Earth's outer magnetosphere. Adv.

Space Res. Vol.11, №9, p. 283 - 286, 1991.

Baker D.N., Stone E.C. The magnetopause energetic electron layer, 1. Observations along the dis tant magnetotail. -J.Geophys. Res., v.83, p.4327 - 4338, 1978.

Бережко Е.Г. Ускорение заряженных частиц в сдвиговых течениях космической плазмы.

Письма в ЖЭТФ, т.ЗЗ, вып.8, с.416 - 419 1981.

Горчаков Е.В., Минеев Ю.В., Иозенас В.А., Терновская М.В. Динамика энергичных элек тронов в переходной области магнитосферы как отражение солнечно-земных связей.

Сб. Физическая экология. Ред.: Трухин В.И., Пирогов Ю.А., Показеев К.В. М., Изд-во физического факультета МГУ 1998, вып. 2, с.4 - 9.

Meng C.I. and Anderson K.A. A layer of energetic electrons (E40 keV) near the magne tospause. J.Geophys. Res., 1970, v.75, p. 1827 - 1836.

Минеев Ю.В., Спирькова Е.С. Потоки и спектры электронов с Ее=0,3 - 3,0 МэВ в пере ходной области по данным ИСЗ "Прогноз - 4". Геомагн. и аэрон., т.21, №3, с.428 434, 1981.

Минеев Ю.В., Спирькова Е.С, Шаврин П.И., Шестопалов И.П. Энергичные электроны, ускоренные вблизи магнитопаузы Земли по данным спутника "Прогноз - 4". Сб.: Энер гичные частицы в магнитосфере Земли. / Ред. Лазутин Л.Л., Апатиты: Изд-во Кольско го филиала АН СССР 1982, с.62-67.

Страйтер Дж., Алксне А.И. Обтекание магнитосферы потоком солнечной плазмы. Сб.:

Физика атмосферы. М: Мир, с. 19 69, 1972.

Тверской Б.А. Динамика радиационных поясов Земли. Сб.: Современные проблемы фи зики. М.: Наука, с. 15 - 66, 1968.

Тверской Б.А. Ускорение заряженных частиц в межпланетной среде. — Тр. X Ленин градского семинара по космофизике. / Ред. Г.Е. Кочаров. Л.: Изд-во ЛФТИ, 1978, с. -144.

Tsyganenko N.A. Modeling the Earth's magnetospheric magnetic field confined with in a realistic magnetopause. J.Geophys. Res., v.100, №A4, p.5599 - 5612, 1995.

:

-..,..,..

.

,, .,  . (1972), (1972, 1974), (1992, 1994, 1995),. (1972).,.

( ). (, 1984;

, 1987;

., 1987;

., 1990;

., 1992;

., 1993;

., 1994;

., 1994, 1998). (,., 1993).,., (1990), 1 keV., (1998),.

,.,. (1993), (1994), ISEE ISEE2, 0.2RE, RE.

. (1994, 1995) ( ),... (1998)., (, 1971;

, 1972;

, 1973;

, 1982;

, 1987)..

,, (1971), (1972) (1973),,,,,..

(1965) (1972).,. (1990);

. (1992);

, (1992), (1993), :

( c/pi ). (1990, 1995),, -, ,.,,,.

,,,.

(1995), .

(1976). L 0 (vT /vD )4/3, vT vD ., (1990),. ( ) (1992). L 0 (Bn /B0 )4/3. Bn B0,,.

., (1992) (, 1989),,. (1993).,.,.. ".

(1992).,, Iz ( 1971.).,. (1991),,, Iz,.

. (1997) bn 1, bn = Bn /B0. vT /vD Iz (1976)., (1962) Bn = 0. (,., 1996, 1998).,.

,.. (1998b).,  (X)  (Y ), : B = (B(z), 0, Bn ) B0 = |B(z ±)| Bn = const. rot B = (4/c)J :

(1) dB/dz = (4/c) q vy f (z, v) dv.

=i,e, (), () (, 1989). (2) = Rc /z 1, z  Rc. = bn L/0, bn = Bn /B0, L , 0 = v0 /0, 0 = eB0 /mc. B = (B0 (z/L), 0, Bn ).

(),., Py, Y, z- (, 1970;

, 1971;

, 1989):

(3) Iz = mvz dz.

, W = mv0 /2 .,,. Py, (3) :

2m e z1 z (4) 2 Iz = vy + vz vy + B (z ) dz dz.

mc z0 z e z0, (5) 2 B (z ) dz = vy + vz vy mc z z0 = 0, z0 (5)., :

(6) f (z, v) = f (W (vx, vy, vz ), Iz (vx, vy, z, z1,2 (vx, vy, z))).

(1)(5),, (z ±), :

2 2 (7) f exp v vD + v /vT.

v, v ,.

(6), I = (2mc/e) µ I µ = mv / (2B).,, :

n0 exp 2/3 w0 I 2/ +I (8) f (z, v) =, 3/2 vT [1 + erf (1 )] = vT /vD, w 2/3 v/vD, w0 = |w|, I = 2/3 Iz 0 / (mvT ), n0 .

(8) : = z 4/3 0 /vD, 0,1 = z0,1 4/3 0 /vD, b = B/B0, b () b (a) () 1 db db db da b( )d, = 2/3 a, () = b(a), (9) a= = =, d da d 2 da - B (z ) dz 81/3 2 F(+) () + F() () vD 2 () = (10), 3/2 1 + erf (1 ) vA F(±) () = ± d dwx wy dwy dw 0 0 0 exp 2/3 wx + wy + w I± 2/3 (11) 2 2 + I±, w = d/dt.  (11) I± Iz :

2 d ± wy + w (±wy + )2 (12) I± = ;

( ) 0± (13) 0± = max 0, wy + w wy, (14) ± = wy + w + wy.

vA /vD 1/ vA 22 (15) = 3/4 d F(+) (, wx ) + F() (, wx ).

vD (1 + erf (1 )) (15) (., 1992) P P = B 2 /4 (., 1972).

0 w0 2/3, I+ 2/3 0, I wy a b (9) (10) 22 a da /2 (s) (cos )3/2 d (16) b (a) = da exp I+ (, a ) 0 a a 0 a 23/2 (cos )1/2 da a (s) (17) I+ = a a, b (a ),. (1997). (9) (10), L 4/3 vD /0,, (1976).

1/, wx, wy, w, I± 1/3. (11) () = (), = 1/3 = 1/3 a, ( (16)-(17)):

/2 / 2 () = (16/) r2 exp r2 dr sin d d, 0 0 2y +2y (w) (18) r2 I+ (, y, z) d 0 2 y 2 +z 2 + y d (w) y 2 + z 2 (y + )2 (19) I+ (, y, z) = ( ) y 2 +z 2 y max 0, x = r sin cos, y = r sin sin, z = r cos. (18), 1/3 1., L vD /0 = 0,. -. (1994).

F(+) () F() (), (10), ( Y - ).

.,,, (,, 1975).

Y.,,,.

(z = 0)., ( meandering, )., ( ),.,, Y,., z = 0.

13 = vT /vD., (, 1993). (., 1992),, (1976) . (1994).

. 2 3,.

. Z.,.

. 4, 1  (z 0) . Jy (0), .

. 4.,.. .

, 1,,. (vD vT ),,.

,.

. 5 L/,.

= vD /0 v0 /0 0.  ( Bn /Bo ) ( Bn /Bo ),. L/,,, Iz. (1989), (1993),. (1999). (20) |Iz |, = Bn /Bo L/0 . |Iz | Iz, (9)(10).

.,.

, B = (B0 (z/L), 0, Bn ) v v 0 v0, |z| L.,,.

,  z = 0, (1993), v = v0 2/ (21) (20). v,, v |z| L,,., v, : ( Iz.

,, |z| L -,., zgc = Lbn /2/3.

(22) zgc,,., zgc L. = Bn :

bn = 2/3. (23) = Bn /Bo L/, L bn :

L = bn. (24), v |z| L, Iz, :

(v ) 0 (v ) (25).

B0 B0 (zgc /L) (21)(24), (25), (26) v v0 bn.

(26) (1993). (1999), Iz, Iz, |Iz |,.

Iz (v0 ),,,,.

,  (),. (26) bn (. 5). Iz,.

,,.

. 5,,,.,,. v (,, )., v 0,, v,.,, Iz.,, (24),.. Bn.,,,..

,,  (1990) B = {Bx sign(z), 0, Bz }. (z 0),,, (z 0) - 2Bn /B0., |z| 0,  (24).

, (24) (1992) L = bn 4/3.

,.

,,,, (24). Bn.

,.. L = bn, L = bn 4/3.

., -.

,,,, (21).

(24),,,,.. |gradB/B|1 0,  0. - 0, z = 0 ( vx = 0)...

(1976):

( )3 sin2 0, (27) (28) sin 0 v /v0, v ., L :

L ( )2. (29) (27) (28) (29), L sin4/3 0 (v /v0 )4/3. (30) (21) (23), (30), L bn 4/3. (31)  . 6 7, (1992),., bn, : L /L = b1/3.

4/ n L/ Bn /B. 8. 1, -. (1994) L/ 1.

2 (1976) L/ (vT /vD )4/. 3 (31),, Bn.

. 8,,.,,.. (1990),,, -. Iz,,., L 4/3 vD /0., .

. 8,.

,,.,, ,,  Vd = cEy /Bn ( )., (1976), :

V d = vD + cEy /Bn (, ), vD  -, Ey ,. L/ Bn, 1 = vD /vT Ey = cEy /(vD B0 ). 99.. 9.

. 99 (Ey = 0.25, 0.7, 1.0)., - - bn = vT /vD.

. Bz,.,,.... 99,  Ey.,,.

, (1968), (1972, 1974), (1972, ).,.

,,,.

., 1990;

., 1993, 1998;

., 1994.,, (., 1993).

. (, 1994, 1995;

, 1996;

., 1996,., 1998).

.

, :

-,, -,,,,.,,.,,,..

,,. . -... (1993). (1994). (., 1993;

., 1993;

., 1994). GEOTAIL (., 1996;

, 1998).. (1998,1999),, -, (1982),., (1974) (1976).

,,.,. -. (1994)., -.

,. vT /vD bn b4/ n L L = bn. (Iz )..

97-02-16489, 99-05-65567, 96-2346, 97-1612.

..,...

.., 30, 407412, 1990.

..,. M., A..,..., 25, 15, 1999.

A. A.,. M. -.

, 70(6), 21332151, 1976.

. M.,...

, 19, 13551370, 1993.

M.., Ma.., A.. -., 25(3), 110, 1999.

...

, :, 1972a.

...

,. 1923 1971.,... :

1972, 396403.

Alexeev I. I., Malova H. V. On the model of current sheet in the magnetosphere tail, taking into account the interaction of transit and trapped particles. Adv. Space Res., 16, 205–208, 1995.

Ashour-Abdalla M., Zelenyi L. M., Peroomian V., Richard R. L. Consequences of mag netotail ion dynamics. J. Geophys. Res., 99, 14891–14916, 1994.

Ashour-Abdalla M., Frank L. A., Paterson W. R., Peroomian V., Zelenyi L. M. Proton velocity distributions in the magnetotail: theory and observations. J. Geophys. Res., 101, 2587–2598, 1996.

Birn, J. Magnetotail equilibrium theory: The general three-dimensional solution. J. Geo phys. Res., 92, 11101, 1987.

Bchner, J., Zelenyi L. M. Regular and chaotic charged particle motion in magnetotaillike u eld reversals 1. Basic theory of trapped motion. J. Geophys. Res., 94, 11821–11842, 1989.

Burkhart G. R., Drake J. F., Dusenbery P. B., Speiser T. W. A particle model for magnetotail neutral sheet equilibria. J. Geophys. Res., 97, 13799–13815, 1992.

Chen J., Mitchell H. G., Palmadesso P. J. Dierential memory in the trilinear model magnetotail. J. Geophys. Res., 95, 15141–15156, 1990.

Eastwood J. W. Consistency of elds and particle motion in the “Speiser” model of the current sheet. Planet. Space Sci., 20, 1555–1568, 1972.

Faireld D. H. Magnetotail energy storage and the variability of the magnetotail current sheet. Magnetic Reconnection in Space and Laboratory Plasmas, Geophys. Monogr.

Ser., vol. 30, edited by E. W. Hones, Washington: AGU, 1984, p. 168.

Francfort P., Pellat R. Magnetic merging in collisionless plasmas. Geophys. Res. Lett., 3, 433–436, 1976.

Harris E. G. On a plasma sheath separating regions of oppositely directed magnetic elds.

Nuovo Cim., 23, 115–121, 1962.

Hesse M., Winske D. Hybrid modeling of the formation and structure of thin current sheets in the magnetotail. Proceedings of the Third International Conference on Substorms (ICS-3), Spec. Publ. ESA SP-389, Paris: Eur. Space Agency, 1996, p. 231.

Hesse M., Winske D., Kuznetsova M. M., Birn J., Schindler K. Hybrid modeling of the formation of thin current sheets in magnetotail congurations. J. Geomagn.

Geoelectr., 48, 749, 1996.

Holland D. L., Chen J. Self-consistent current sheet structures in the quiet-time magne totail. Geophys. Res. Lett., 20, 1775–1778, 1993.

Kan J. R. On the structure of the magnetotail current sheet. J. Geophys. Res., 78, 3773, 1973.

Kaufmann R. L. Substorm currents: Growth phase and onset. J. Geophys. Res., 92, 7471, 1987.

Kropotkin A. P., Malova H. V., Sitnov M. I. Self-consistent structure of a thin anisotropic current sheet. J.‘Geophys. Res., 102, 22099–22105, 1997.

Kuznetsova M. M., Hesse M., Winske D. Kinetic quasi-viscous and bulk ow inertia eects in collisionless magnetotail reconnection. J. Geophys. Res., 103, 199–214, 1998.

Lembege B., Pellat R. Stability of a thick two-dimensional quasineutral sheet. Phys.

Fluids, 25, 1995–2004, 1982.

Lui A. T. Y., Lopez R. E., Anderson B. J. et al. Current disruptions in the near-Earth neutral sheet region. J. Geophys. Res., 97, 1461–1480, 1992.

McPherron R. L., Nishida A., Russell C. T. Is near-Earth current sheet thinning the cause of auroral substorm onset? Quantitative Modeling of Magnetosphere–Ionosphere Coupling Processes, Eds. Y. Kamide and R. A. Wolf, Kyoto: Kyoto Sangyo Uni versity, Japan, 1987, pp. 252–265.

Mitchell D. G., Williams G. J., Huang C. Y., Frank L. A., Russell C. T. Current carriers in the near-Earth cross-tail current sheet during substorm growth phase. Geophys.

Res. Lett., 17, 583–586, 1990.

Pritchett P. L., Coroniti F. V. Formation and stability of the self-consistent one-dimen sional tail current sheet. J. Geophys. Res., 97, 16773–16787, 1992.

Pritchett P. L., Coroniti F. V. Convection and the formation of thin current sheets in the near-Earth plasma sheet. Geophys. Res. Lett., 21, 1587–1590, 1994.

Pritchett P. L., Coroniti F. V. Formation of thin current sheets during plasma sheet convection. J. Geophys. Res., 100, 23551–23565, 1995.

Pulkkinen T. I., Baker D. N., Owen C. J., Gosling J. T., Murthy N. Thin current sheets in the deep geomagnetotail. Geophys. Res. Lett., 20, 2427–2430, 1993.

Pulkkinen T. I., Baker D. N. Mitchell D. G. et al. Thin current sheets in the magnetotail during substorms: CDAW 6 revisited. J. Geophys. Res., 99, 5793–5803, 1994.


Pulkkinen T. I., Baker D. N., Cogger L. L., Mukai T., Singer T. J. Coupling of inner and midtail processes. SUBSTORMS-4. Eds. S. Kokubun and Y. Kamide, Terra Scientic Publishing Company, Kluwer: Academic Publishers, 1998, p.749.

Rich F. J., Vasyliunas V. M., Wolf R. A. On the balance of stresses in the plasma sheet.

J. Geophys. Res., 77, 4670–4676, 1972.

Savenkov B. V., Zelenyi L. M., Ashour-Abdalla M., and Bchner J. Regular and chaotic u aspects of charged particle motion in a magnetotail-like eld with a neutral line.

Geophys. Res. Lett., 18, 1587–1590, 1991.

Sanny J., McPherron R. L., Russell C. T. et al. Growth phase thinning of the near-Earth current sheet during the CDAW-6 substorm. J. Geophys. Res., 99, 5805–5816, 1994.

Schindler K. A self-consistent theory of the tail of the magnetosphere. Earth’s Magneto spheric Processes, Ed. B. M. McCormac, Norwell: D. Reidel, Mass., 1972, p.200.

Schindler K. A theory of the substorm mechanism. J. Geophys. Res., 79, 2803–2810, 1974.

Sergeev V. A., Mitchell D. G., Russell C. T., Williams D. J. Structure of the tail plasma/current sheet at 11 Re and its changes in the course of a substorm. J. Geo phys. Res., 98, 17345–17365, 1993.

Sergeev V. A., Pulkkinen T. I., Pellinen R. J. Coupled mode scenario for the magneto spheric dynamics. J. Geophys. Res., 101, 13047-13066, 1996.

Sergeev V. A., Angelopoulos V., Carlson C., Sutclie P. Current sheet measurements within a apping plasma sheet. J. Geophys. Res., 103, 9177–9188, 1998.

Sitnov M. I., Malova H. V., Sharma A. S. Role of temperature ratio in tearing stability of the quasi-neutral sheet tearing mode. Geophys. Res. Lett., 25, 269–272, 1998a.

Sitnov M. I., Malova H. V., Zelenyi L. M. Self-consistent structure of anisotropic current...

sheet with quasi-adiabatic ion dynamics.

“Problems of Geospace-II”, a-, 1998b, Wien: Verlag Osterreich. Akad.

Wiss., 1999 ( ).

Smets R., Delcourt D. Ion and electron distribution functions in the distant magnetotail:

modeling of Geotail observations. J. Geophys. Res., 103, 20407–20417, 1998.

Sonnerup B. U. O. Adiabatic particle orbits in a magnetic null sheet. J. Geophys. Res., 76, 8211–8222, 1971.

Speiser T. W. Particle trajectories in model current sheets: 1. Analytical solutions.

J. Geophys. Res., 70, 4219–4226, 1965.

Speiser T. W. Conductivity without collisions or noise. Planet. Space Sci., 18, 613–622, 1970.

Stern D. P., Palmadesso P. Drift-free magnetic geometries in adiabatic motion. J. Geo phys. Res., 80, 4244–4248, 1975.

Прямое и опосредованное влияние космических возмущений на нейтральную атмосферу Земли Л. М. Алексеева К началу 70-х годов процессы, текущие в межпланетном пространстве и магнито сфере Земли, были надежно классифицированы. К середине того же десятилетия стали публиковаться результаты регулярных радарных наблюдений на станции Чатаника, кото рые велись сразу за несколькими параметрами авроральной ионосферы. Они показали, что в периоды магнитосферных возмущений скорость вещества, плотность и давление ионо сферного газа в сильной степени определяется движением его заряженной компоненты.

(Комфорт и др., 1976) установили теоретическим путем, что в распространении движения существенную роль играет собственная вязкость нейтральной компоненты газа, которая позволяет (в условиях вращающейся Земли) даже умеренному электрическому полю кон векции создавать на высоте 115 км ветер с составляющей скорости 200 м/сек в направле нии поля и 150 м/сек поперек.

Тот факт, что динамика воздушных масс авроральной ионосферы, начиная со слоя Е, находится под контролем магнитосферных процессов, вызывал естественный вопрос, как реагируют на внедрение этого постороннего источника движения другие слои атмо сферы – те, в которых заряженная компонента отсутствует: слои ниже Е, слои той же вы соты, что и авроральная ионосфера, но находящиеся сбоку от района высыпания частиц, и т.д.

Борис Аркадьевич Тверской, который имел обыкновение говорить, что «физик должен чувствовать себя естествоиспытателем», предложил мне, как он выразился, «по исследовать» этот вопрос, ничего не ожидая от природы и ничего ей не навязывая – про сто посмотреть, что может случаться в этих условиях. Стоило начать, по его мнению с ло бового изучения ситуации: оценить возможности вязкой передачи движения вниз – из нижней ионосферы к лежащим под ней нейтральным атмосферным слоям.

Такой подход показал, что под действием сил Кориолиса и вязкого трения в толщу атмосферы сверху проникает только полусуточная гармоника ионосферного возмущения скорости. Соответствующие ей ветры при неизменном электрическом поле конвекции могли бы установиться у самой поверхности Земли, но на это требуется 50 000 лет. Если, в духе палеоавроральных исследований, считать, что авроральный овал сначала отсутство вал, а потом появился над данным географическим районом, то здесь (при скорости маг нитосферной конвекции 800 м/сек) через полгода на высоте 70 км образуется ветер вели чиной 14,5 м/сек;

через 5 лет ветер такой величины возникнет на высоте 60 км и т.д.

(Алексеева и др., 1979а).

Всем известно, что ионосфера, подобно крышке из электропроводного материала, отражает приходящие сквозь нейтральную атмосферу радиоволны, обеспечивая тем са мым основной объем земного радиовещания. Авроральная ионосфера, благодаря большим горизонтальным скоростям ее вещества, является такой же крышкой по отношению к идущим снизу звуковым волнам (или, скажем шире, по отношению к газодинамическому движению в нижележащей атмосфере). Быстро движущийся слой (ионосферного) газа от ражает механические воздействия снизу – как движущийся велосипед отражает перпенди кулярный его плоскости удар мяча, от которого бы он упал (т.е. двинулся бы в направле нии удара), если бы стоял прислоненным к дереву.

В периоды увеличения электрического поля (обычно это бывает при повышенной авроральной активности) на ионосферных высотах в области аврорального овала сущест вуют колебания давления (Комфорт и др., 1976). Передаваясь вниз, они создают звуковые волны в нижележащей атмосфере. Накопление газодинамических возмущений под «крышкой», которую представляет для них авроральная ионосфера, должно приводить к образованию стоячих акустико-гравитационных волн (САГВ) в пространстве между по верхностью Земли и слоем Е. Расчеты по линейной теории показали, что резонансные САГВ имеют периоды от 12 час. до инфразвуковых и что амплитуда возмущения давления в пучностях растет книзу. Для частного случая одномерных САГВ (период таких колеба ний примерно 5 мин и меньше) было найдено, что у поверхности Земли отношение воз мущенного давления к невозмущенному может быть даже на порядок больше, чем в самом источнике возмущения – на высоте авроральной ионосферы (Алексеева, 1977;

1978;

Алек сеева, Гетлинг, 1978;

Алексеева и др., 1979б).

Таким образом выяснилось, что толстая, с нарастающей вниз плотностью земная атмосфера не является, если говорить в принципе, такой уж хорошей защитой от прямых воздействий космоса. Реально нас спасает лишь переменчивость космической обстановки, не позволяющая сдвиговым воздействиям распространиться глубоко вниз, а резонансным явлениям раскачиваться до предела.

Что же касается эпизодических космических воздействий, то наиболее мощным из них является магнитосферная буря («магнитная» буря). Однако вся ее энергия (1023 эрг) очень незначительна по сравнению с кинетической энергией (1027 эрг) глобальной цирку ляции земной атмосферы. Даже отдельный циклон с его энергией в 1025 эрг оказывается намного сильнее космической бури. Поэтому на первый взгляд кажется, что события в околоземном космическом пространстве не оказывают никакого влияния на движение приземных слоев атмосферы и не влекут за собой изменений погоды.

Однако достигнутый уровень классификации космических явлений, детальность современного мониторинга земных процессов и развитие компьютерной техники, дающей возможность легко оперировать большим количеством чисел, позволил исследователям делать сопоставления космических и приземных явлений не «вообще», а «в частности».

Опора на часто случающиеся события открыла возможность набирать надежную стати стику. Обнаружилось, что физические параметры приземных слоев атмосферы все-таки реагируют на космические события, наступление которых никак не связано ни с земной атмосферой, ни с деятельностью самой планеты Земля.

Анализ всех суточных карт атмосферного давления у поверхности Земли за период, протяженностью почти в век (1880–1974) выявил статистически значимые корреляции в отклике атмосферы на сильные изолированные магнитные бури в зимний и весенний се зоны (Чертопруд и др., 1979). Оказалось, что при магнитной буре атмосферное давление (на широтах 50о и выше) в течение нескольких суток меняется более беспорядочно, чем это ему обычно свойственно – другими словами, в это время возрастает неустойчивость тропосферы. Дисперсия оказывается наибольшей после бурь с внезапным началом, при ходящихся на зиму;

эффект развивается к четвертому дню после момента начала. Такие бури сопровождается еще понижением (среднего вдоль круга широты) давления и усиле нием зональных ветров. Амплитуда вариаций давления составляет около 2 мб.

Заметим, что это не так уж мало: приход обычного циклона, меняющего погоду, изменяет давление примерно на 20 мб (на 2% от обычного, фонового). Нужно еще при нять во внимание, что обсуждаемые результаты (Чертопруд и др., 1979) относятся к ус редненным (т.е. сглаженным) величинам. Однако известно, что циклоническая активность сосредоточена в определенных районах планеты. Можно полагать, что в них амплитуда изучаемого отклика на магнитные бури должна быть еще больше. Циклоны чувствитель ны к космическим воздействиям и являются классическим объектом, на котором иссле дуются солнечно-земные связи.


Интенсивность вращения воздушных масс в циклонах (и вообще в областях пони женного давления) удобно измерять ареальным индексом завихренности (vorticity area index – VAI). У зимних циклонов субавроральных широт Аляски после резкого увеличения гео магнитной активности, следующего за длительным периодом магнитного спокойствия, VAI больше, чем у циклонов, которым предшествовало лишь магнитоспокойное время.

Особенно велико это отличие на начальной стадии развития вихрей (Робертс, Олсон, 1973).

Наши расчеты (Алексеева, 1979) показывают, что вихревая часть поля скорости именно у развивающихся атмосферных течений оказывается весьма чувствительной к по явлению горизонтального градиента динамической вязкости и при подходящих соотно шениях параметров она может заметно увеличиваться, даже если сам перепад вязкости невелик по величине. (Выведенные в работе соотношения проиллюстрированы там же на примере движений на ионосферных высотах, но сами формулы имеют общий характер.) Цепочка событий – 1) после всплеска геомагнитной активности атмосфера становится бо В основе нахождения индекса лежит определение площади, где средняя завихренность превы шает некоторую наперед выбранную величину (используется карта высоты поверхности постоян ного давления).

лее неустойчивой;

2) появляется турбулентность, создавая перепад эффективной динами ческой вязкости по границе турбулизованного района;

3) усиливается вихревая часть поля скоростей в циклоне, развивающемся неподалеку от этой границы – дает основания трак товать свойства циклонов, выявленные Робертсом и Олсоном (1973), как следствие зако номерностей, обнаруженных Чертопрудом и др. (1979).

Обсуждать такого рода эффекты можно лишь хорошо ориентируясь в конкретных географических свойствах рассматриваемого района. Четкий атмосферный отклик на вне земные события довольно часто оказывается приуроченным к определенному району пла неты (тому, где находятся магнитные аномалии, проходит морское побережье и пр.). При этом в соседствующих областях связь может проявлять себя невнятно или не проявляться вовсе.

«Географические» эффекты бывают очень яркими. Так, жестокие засухи в Канзасе (США) долгое время следуют друг за другом в фазе с 22-летним циклом солнечной актив ности (Робертс, 1975). [Так как вариации солнечного электромагнитного излучения в ходе 22-летнего цикла значительно слабее, чем в ходе 11-летнего (Кондратьев и Никольский, 1983), следование засух именно 22-летнему циклу связано, вероятно, с воздействием кор пускулярного излучения Солнца.] Выявлению солнечно-атмосферной связи иногда способствует разделение доступ ных данных по какому-либо объективному признаку. Лабицке и ван Лоон (1989) своими исследованиями дали прекрасный пример такого подхода, получив результаты очень вы сокой статистической значимости.

На первый взгляд, изменение зимней температуры на высоте 30 мб (примерно км) на северном полюсе не зависит от изменений солнечной активности в ходе ее 11 летнего цикла (рис. 1, а). Данные по зимней температуре, о которых идет речь, были соот несены исследователями с направлением зонального ветра на экваторе. Известно, что зо нальный ветер в экваториальной атмосфере испытывает колебания с периодом приблизи тельно 26 месяцев. Считается, что эти квазидвухлетние колебания (КДК) создаются захва ченными вблизи экватора внутренними планетарными волнами (волнами Кельвина– Россби), и потому представляют собою внутриатмосферный процесс.

Результаты Лабицке и ван Лоона (1989) ясно показывают, что в течение «восточ ной» фазы экваториальных КДК имеет место сильная корреляция между изучаемой тем пературой и солнечной активностью, тогда как в течение «западной» фазы КДК эти вели чины сильно антикоррелируют (рис. 1, б и в). [Смешение обоих режимов и создает ту бес порядочность (рис. 1, а), которая казалась, по первому впечатлению, свидетельством неза висимости атмосферной температуры от активности Солнца.] Отмеченное явление суще ствует в широком диапазоне высот – от уровня Земли до верхней стратосферы. Однако высокая статистическая значимость какого-либо явления солнечно-земной связи не меша ет этому явлению исчезнуть, как бы оборвавшись (внезапность отличает такое исчезнове ние от постепенного разрушения подобия в ходе случайно совпавших на какой-то период не связанных друг с другом процессов). Так, Уилкокс определил, что ареальный индекс завихренности нижней атмосферы на широтах 20о с.ш. «чувствует» пересечение Землей секторной границы межпланетного магнитного поля (см. Уилкокс, 1982). В исследован ный им период 1964–1973 гг. эффект демонстрировал высокую значимость – выше уровня 95 %. Но в интервале 1974–1977 гг. он вдруг исчез, перестал проявлять себя. Однако в пе риод 1982–1986 эффект появился снова и начал действовать примерно с той же силой (Киркланд и др., 1996).

Рис. 1. а – Временные изменения потока 10,7-сантиметрового электромагнитного излуче ния Солнца (они представляют здесь 11-летний цикл солнечной активности;

сплошная ли ния) и средней температуры (оС) на высоте 30 мб (примерно 22 км) на северном полюсе (штриховая линия);

б – Тот же поток, что и на рис. 1, а, вместе с температурной кривой, представленной только для зимних периодов и «западной» фазы КДК;

в – То же, что на рис. 1, б, но для зимних периодов и «восточной» фазы КДК (Лабицке, ван Лоон, 1989).

Рис. 2. Высотные профили количества NO, создаваемого за год: высыпаниями релятивист ских электронов (РЭ, горизонтальная штриховка);

галактическими космическими лучами (ГКЛ, наклонная штриховка);

окислением NO2 при реакции O(1D) + N2O 2 NO (об ласть, заполненная точками). Для сравнения пунктирной кривой (СПС) представлено пол ное количество NO, выработанное при солнечных протонных событиях августа 1972 г. По рисунку из работы Торна (1980).

При всей парадоксальности поведения наблюдаемых величин нет сомнений, что глубокие массивные слои атмосферы отзываются на изменение солнечной активности, несмотря на то, что причина (воздействие на атмосферу космических явлений, порожден ных солнечной активностью) и следствие (атмосферный отклик на это воздействие) не сопоставимы по энергии. Очевидно, мы имеем здесь дело не просто с влиянием, а с про цессом управления – ситуацией, когда сигнал, малый сам по себе, может регулировать по ступление в систему какой-то большой энергии.

Очень перспективная идея о механизме такого управления возникла под влиянием широко развернувшихся исследований по предсказанию последствий ядерной войны.

Речь идет о возможности управляющего оптического воздействия внеземных процессов на состояние нижней атмосферы Земли (Кондратьев, Никольский, 1979;

1983).

Солнечный свет идет к нам сквозь атмосферу, прозрачность которой в принципе могут модулировать космические процессы. Например, прозрачность стратосферы зависит от концентрации оптически активных компонент воздуха – прежде всего, озона O3 и дву окиси азота NO2, поскольку они имеют широкие полосы поглощения в видимом участке спектра. Но их концентрации зависят от концентрации NO, т.к. с ней связаны каталитиче ские реакции (Торн, 1980) NO + O3 NO2 + O NO2 + O NO + O В свою очередь, концентрация NO меняется под действием потоков солнечных и галактических космический лучей, в то время как величина этих потоков определяется обстановкой в окружающем Землю космосе (рис. 2).

Крайне плодотворным оказалось представление о земной атмосфере как о машине с электрической системой управления. К настоящему времени, благодаря работам Тинслея и его соавторов, а также исследованиям в смежных областях (см. Тинслей, Дин, 1991;

Тинслей, 1996;

Кикланд и др., 1996 и ссылки в этих работах), стало ясно, что разнообраз ные явления в динамике атмосферы возникают благодаря некоторому воздействию атмо сферного электричества, при котором эффективно высвобождается скрытая в атмосфере энергия. Эффект состоит в электрозамораживании переохлажденных водяных капель, на ходящихся на верхней поверхности облаков (вода здесь охлаждается как из-за испарения, так и из-за контакта с более холодными слоями тропосферы). Ядрами образования ледя ных частиц являются атмосферные аэрозоли. Важно, что при прочих равных условиях концентрация получившихся ледяных частиц оказывается на несколько порядков выше в том случае, когда процесс идет в присутствии электростатических зарядов. Но при замер зании воды освобождается тепло, и мы видим таким образом, что внесение электрическо го заряда в переохлажденную облачную среду решительным образом влияет на выделение скрытой энергии атмосферы. Верхняя поверхность облака (а оно имеет меньшую проводимость, чем чистый воздух) несет на себе положительный заряд, поскольку между ионосферой и поверхно стью Земли существует положительная разность потенциала и через атмосферу в Землю течет ток. Плотность нанесенного заряда зависит от плотности проходящего тока, а зна чит, от потенциала ионосферы, и это обстоятельство заставляет нижнюю атмосферу отзы ваться выделением скрытой энергии на события, происходящие в околоземном простран стве.

Микрофизика облаков такова, что положительный заряд усваивается каплями пе реохлажденной воды. Поэтому космические факторы могут воздействовать на процесс электрозамораживания облачных капель не только через потенциал ионосферы, но и еще через один канал – через приход в атмосферу космических лучей. В самом деле, космиче ские лучи создают в облаке (как и вообще в атмосфере) положительные и отрицательные ионы. При этом отрицательные ионы присоединяются частицами аэрозоля (которые слу Эта энергия оказывается значительной, если облачная масса велика. Но и в противном случае электрозамораживание влияет на состояние нижней атмосферы — через изменения прозрачности неба и альбедо.

жат ядрами конденсации льда). Тем самым у капель и аэрозоля усиливается стремление к контакту, что ускоряет образование льда.

Очевидно, в обратную сторону действует (на достаточно высоких геомагнитных широтах) эффект Форбуша. К тому же, он снижает плотность заряда на верхней поверх ности облака еще и тем, что понижает проводимость атмосферы, а значит, ослабляет те кущий через облако ток и, соответственно, уменьшает плотность положительного заряда на верхней поверхности облака. (Уменьшение поступления энергии в атмосферу в этот период отвечает экспериментально наблюдаемой на этих широтах корреляции между ос лаблением циклонической деятельности и проявлениями эффекта Форбуша.) Заметим, что электрический конденсатор с утечкой, которым является пространст во от поверхности Земли до поверхности ионосферы, должен отзываться на уменьшение тока в высоких широтах повышением ионосферного потенциала и, соответственно, уве личением плотности тока (и следовательно, поступления энергии в атмосферу) на сравни тельно низких широтах. Мы видим, что одно и то же космическое событие вызывает диа метрально противоположный отклик (не волнового характера) в атмосфере разных гео графических районов, а где-то это событие не проявляет себя вовсе. Подобные свойства солнечно-атмосферных связей хорошо известны, но без привлечения рассматриваемой концепции они кажутся парадоксальными.

Таким образом, в выявленном механизме связи космических явлений с движения ми нижней атмосферы энергия атмосферного отклика на космические события обеспечи вается земными процессами (создающими облачность). Управляющая электрическая цепь питается энергией двух «генераторов», один из которых земной, а другой – космический:

внешняя обкладка природного конденсатора, ионосфера, подзаряжается мощной грозовой деятельностью приэкваториальных широт Земли и потенциалом, связанным с аврораль ными токами в полярных широтах.

Тинслей проанализировал множество известных проявлений солнечно-земных свя зей, показав, что несмотря на свое разнообразие, они уверенно классифицируются в рам ках предложенной им концепции.

О правильности выбранного им подхода свидетельствует тот факт, что, наконец, получает свое объяснение поразительный феномен внезапного исчезновения корреляций, длительное время проявлявших себя с крайне высокой достоверностью.

К таким феноменам относится эффект Уилкокса (см. выше). С очень высокой ста тистической достоверностью он отражает реакцию нижней атмосферы на пересечение секторных границ межпланетного магнитного поля. Установлено, что встреча Земли с этой границей проявляется в вариациях потока релятивистских электронов, приходящих на Землю. Условия пересечения границы не меняются, но эффект Уилкокса временами исчезает. Однако в действии механизма солнечно-земных связей через процесс электроза мораживания капель в облаках важнейшую роль играет присутствие аэрозоля. Тинслей заметил, что эффект Уилкокса появлялся после извержений вулканов и исчезал, когда вулканических аэрозолей в атмосфере уже не оставалось. Благодаря этому он смог пред сказать возвращение эффекта – после того, как в 1991 году на Филиппинах стал извер гаться вулкан Пинатубо. Это первое в истории предсказание возобновления прерванной солнечно-атмосферной связи.

Таким образом земные вулканы, поставляя аэрозоли в атмосферу, обеспечивают, так сказать, «расходный материал» механизма солнечно-земной связи, открывая тем са мым нижние слои земной атмосферы разнообразным космическим воздействиям.

Литература Алексеева Л.М. Возбуждение акустико-гравитационных волн в атмосфере колебаниями ионосферного давления. Геомагн. и аэрон., 17(4), 756–758, 1977.

Алексеева Л.М. Акустико-гравитационный резонанс в атмосфере под авроральной ионо сферой. Геомагн. и аэрон., 18(6), 1063–1068, 1978.

Алексеева Л.М., Гетлинг А.В. Акустико-гравитационный резонанс в атмосфере под авро ральной ионосферой при учёте диссипации. Докл. АН СССР, 240(6), 1328–1331, 1978.

Алексеева Л.М. Неоднородность вязкости и развивающиеся течения в верхней атмосфере.

Геомагн. и аэрон., 19(1), 82–87, 1979.

Алексеева Л.М., Магницкий Б.В., Тверской Б.А. Магнитосферная конвекция и ветры в ат мосфере авроральных широт. Геомагн. и аэрон., 19(4), 680–685, 1979а.

Алексеева Л.М., Гетлинг А.В., Магницкий Б.В., Тверской Б.А. Газодинамические меха низмы воздействия авроральной ионосферы на нижележащую атмосферу. Симпозиум КАПГ по солнечно-земной физике, Ашхабад, октябрь 1979 г., М.: Наука, 1979б.

Киркланд и др. (Kirkland M.W., Tinsley B.A., Hoeksema J.T.). Are stratospheric aerosols the missing link between tropospheric vorticity and Earth transits of the heliospheric current sheet? J. Geophys. Res., 101(D23), 29689–29699, 1996.

Комфорт и др. (Comfort R.H., Wu S. T., Swenson G.R.). An analysis of auroral E- region neu tral winds based on incoherent scatter radar observations at Chatanika. Planet. Space Sci., 24(6), 541–560, 1976.

Кондратьев, Никольский (Kondratyev K.Ya., Nikolsky G.A.). A stratospheric mechanism of solar and antropogenic impact on climate. Proc. Symp. on Weather and Climate, Reidel:

Dordrecht, 1979, с. 317.

Кондратьев, Никольский (Kondratyev K.Ya., Nikolsky G.A.). The Solar Constatnt and Cli mate. Solar Phys., 89(1), 215–222, 1983.

Лабицке, ван Лоон (Labitske K, van Loon H.). Recent work correlating the 11-year cycle with atmospheric elements grouped according to the phase of quasi-biennial oscillation. Space Sci. Rev., 49(3/4), 239–258, 1989.

Робертс, Олсон (Roberts W.O., Olson R.H.). Geomagnetic storms and wintertime 300 µb trough development in the North Pacific–North America area. J. Atmos. Sci., 30(1), 135–140, 1973.

Робертс (Roberts W.O.). Relationship between solar activity and climate change, Possible Rela tionships between Solar Activity and Meteorological Phenomena. Symp. in GSFC. NASA., Washington, 1975, pp. 13–23.

Тинслей, Дин (Tinsley B.A., Deen G.W.). Apparent tropospheric response to Mev–Gev particle flux variations: A connection via electrofreezing of supercooled water in high-level clouds?

J. Geophys. Res., 96(D12), 22 283–22 296, 1991.

Тинслей (Tinsley B.A.). Correlations of atmospheric dynamics with solar wind-induced changes of air-earth current density into cloud tops. J. Geophys. Res., 101(D23), 29 701–29 714, 1996.

Торн (Thorne R.M.). The importance of energetic particle precipitation on the chemical compo sition of the middle atmosphere. Pure Appl. Geophys., 118(1/2), 128–151, 1980.

Уилкокс Д.М. Влияние магнитного поля на циркуляцию тропосферы. Солнечно-земные связи, погода и климат, М.: Мир, 1982, с. 175–186.

Чертопруд М.Е., Мустель Э.Р., Мулюкова Н.Б. О нестабильности тропосферы, связанной с солнечной активностью. Астрон. ж., 56(1), 106–117, 1979.

..

1966,, (, 1966).

,, ,.,,  (.,,, 1955).

,,.

,., (, 1955):

H, H 2 /8,.,,. ..

,,. :,,.,.

. ( ) (.,,, 1967). µ µ µ µ, r, µ µ µ = const µ r r=0 a µ, r, = const µ µ h = r, hr = 1, h = a + r cos.

1 div v = µ [(a + r cos )v ] = r(a + r cos ) V (r) µ v = v =, 1 + (r/a) cos V (r) r r r = r0 r0 r0 aµ µ q1, q2, q3, r,, q q q3 = const q2 q q3 h1, h2, h q1 q 1 div v = µ (h2 h3 v1 ) = 0, h1 h2 h3 q V (q2, q3 ) µ v = v1 = h2 h v2 = v3 = 0µ V (q2, q3 ) q2 q q2 q0 q0 r0 µ H H µ = rot [vH], t H1 1 (h3 vH2 ) (h2 vH3 ) µ = +, t h2 h3 q2 q (h3 H2 ) 1 (h3 vH2 ) = µ, t h1 q (h2 H3 ) 1 (h2 vH3 ) = µ.

t h q µ µ f (q1, q2, q3 )ei(q2,q3)t. µ f f = (q2, q3 )ei(q2,q3)(q1,q2,q3 ), µ (q2, q3 ) q1 dq µ (q1, q2, q3 ) =.

u(q1, q2, q3 ) f (q1, q2, q3 ) q µ n = n(q2, q3 ), (q2, q3 ) = (2, q2, q3 ) (q1, q2, q3 ) fn = ein = exp 2n µ (2, q2, q3 ) ()/q1 q einz z = q2 q3 q1 q1 (z) fn q3 (q2, q3 ) = A(q2 )eimq q µ µ H2 = h2 Amn (q2 )ei(mq3 n), mn µ H3 = h3 Amn (q2 )ei(mq3 n).

mn µ µ B µ µ t n= 1 V (q2, q3 ) 1 V V mn Amn + Amn in Amn + Amn H1 = + 2 3 2 in h2 h3 V q2 q3 q2 q dAmn + imAmn + in Amn + Amn ei[mq3 +n(t)] + t + 3 2 dq2 q2 q3 in + B mn (q1, q2, q3 )ei(mq3 n). µ Amn (q2 ) Amn (q2 ) B mn (q1, q2, q3 ) 2 n = H2 = h2 Am0 (q2 )eimq3, m H3 = h2 Am0 (q2 )eimq3, m µ 2 dAmn V (q2, q3 ) 1 V V m Amn + Amn + imAmn + B m0 eimq3. µ H1 = t + 2 3 h2 h3 V q2 q3 dq H (n = 0) B m0 eimq3 mn t H mn H3 t n = eint q3 m = µ m = a r aµ H H µ µ 0 t = 20 0 H µ µ µ µ µ 15 10 c H µ = rot [vH] + H, t L 106 µ 4L 107, µ c µ µ µ v T= µ, 2 fv v f q q1 f v T 2/|0 | µ 10 H2 H1 /q H 2/|0 | = 105 l = 109 = 2 · H0 = t |0 |t = » T 106 µ µ µ µ d µ g µ T1 T T f f0 µ H0 (x, z) H T0 = T1 T (z/d) T d t = d2 / d µ u u R Q + (u)u = z ([H0 rot h] + [h rot h]) + u, µ + t P1 P h = rot [uH0 ] + rot [uh] + h, µ t P uz + (u) = µ, t P div u = 0, µ div h = 0. µ H0 = H0 /H0 z p / z µ p g T d3 H0 d H 2 d2 = 02, µ R=, Q= P1 =, P2 = = 40 m 0 c m c µ m µ ux uy µ uz = = =0 z = 0, 1.

z z µ hx hy µ hz = = =0 z = 0, 1.

z z µ =0 z = 0, 1.

U(k, t)eikx, u(x, t) = µ kK B(k, t)eikx, h(x, t) = µ kK (k, t)eikx. µ (x, t) = kK x = {x1, x2, x3 } x, y, z x1, x2, x µ k = {k1, k2, k3 } k ( = 1, 2, 3) kK K k K x u(x, t) h(x, t) (x, t) k3 µ k3 eik3 x3 |k3| sin k3 x3 cos k3 x3 µ µ U(k, t) = U(k, t), µ B(k, t) = B(k, t), µ (k, t) = (k, t), µ µ µ k k Q k U (p)U (q) B (p)B (q) U (k) = i k P p+q=k p+q=k R k k3 Q 3 (k, t) + i (k H0 )B (k) k 2 U (k), µ k P1 P U (p)B (q) B (k) = ik B (p)U (q) + p+q=k p+q=k k +i(k H0 )U (k) B (k, t), µ P k (k) = ik U (p, t)(q, t) + U3 (k, t) µ (k, t), P p+q=k µ k U (k, t) = 0, µ k B (k, t) = 0, µ p K q K t µ µ x y k1 k2 k µ µ U (p, t)U (k p, t) µ µ µ µ µ µ µ l g l g µ K 32µ µ K K = µ µ R H Q P1 P2 H µ µ µ z = 1/ µ w(x, y) = uz (x, y, 1/2) w(x, y) = cos kx, µ k = {kx, ky } x = {x, y} k x yµ x µ 3 w(x, y) = 2 cos kx cos ky + cos ky = 2 k k y 3x µ = cos y + 3x + cos + cos ky.

2 k 2/ x y µ z = 1/ x Hx µ H0 R = 3000 Q = 0, 01 P1 = P2 = 10µ z = 1/ µ µ µ t=0 t = t= µ µ z = 1/ µ µ µ t= µ t 0, µ t= t= µ t= µ Q µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ µ Статистические механизмы ускорения частиц в космической плазме Бахарева М. Ф.



Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 6 |
 





 
© 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.