Содержание к диссертации
Введение
1 Плазменный слой - обзор работ 17
1.1 Введение 17
1.2 Особенности движения частиц 19
1.3 Ионный состав и спектры в плазменном слое 24
1.4 Сведения об анизотропии давления в плазменном слое . 26
1.5 Баланс сил в стационарных ситуациях 28
1.6 О возможности расчета давления по моделям магнитного поля 31
1.7 Возможные варианты равновесия при неизотропном давлении 34
1.8 Постановка задачи 38
2 Метод использования низковысотных спутниковых измерений при исследовании магнитосферы 42
2.1 Введение 42
2.2 Статистический анализ анизотропии давления 43
2.3 Оценка соотношения между давлением в разных частях силовой трубки в условиях анизотропии 48
2.4 Оценка вклада анизотропной части тензора давления в баланс сил 49
2.5 Методика сопоставления давления над ионосферой и в экваториальной части силовой трубки 51
2.6 Тест 1: Сопоставление давления на силовой линии изотропной границы 100 кэВ электронов 54
2.7 Тест 2: Сопоставление распределения давления над ионосферой с распределением, рассчитанным из уточненных моделей 61
2.8 Тест 3: Сопоставление зависимости протонного давления на низких высотах и в плазменном слое от динамического давления солнечного ветра 70
2.9 Анализ результатов 77
3 Апробация метода восстановления параметров плазмы в плазменном слое по данным низковысотных спутников 80
3.1 Введение 80
3.2 Локализация источников дискретных авроральных дуг в плазменном слое 83
3.3 Локализация очага аврорального брейкапа изолированной суббури 89
3.4 Исследование магнитосферы в условиях экстремально низкой плотности солнечного ветра 97
Заключение 107
Литература
- Ионный состав и спектры в плазменном слое
- Возможные варианты равновесия при неизотропном давлении
- Оценка вклада анизотропной части тензора давления в баланс сил
- Локализация очага аврорального брейкапа изолированной суббури
Введение к работе
В настоящей работе предложен и обоснован метод дистанционного зондирования плазменного слоя по данным низковысотных спутников, а также представлено несколько приложений этого метода к решению конкретных задач физики магнитосферы.
Актуальность проблемы. Электронное оборудование, установленное на космических аппаратах, испытывает вредное воздействие высокоэнергичных частиц и эффектов электрической перезарядки. Общая тенденция к уменьшению размеров полупроводниковых устройств делает их более уязвимыми для космической радиации. Часто дорогостоящие телекоммуникационные и навигационные спутники выходят из строя именно во время сильных магнитосферных возмущений, в т.ч., так называемых магнитных бурь. Их вредоносное воздействие распространяется не только на космические аппараты, но и на некоторые наземные технологические объекты, такие как мощные трансформаторы электростанций, телекоммуникационные и силовые кабели. Поэтому мировое сообщество заинтересованно в создании системы прогнозирования и контроля "космической погоды". Однако, сильные возмущения подобно лавинам и землетрясениям носят катастрофический характер, и их прогноз невозможен без регулярной диагностики параметров плазмы и магнитного поля в магнитосфере.
По современным представлениям, базирующимся на богатом экспериментальном материале, взаимодействие магнитосферы с солнечным ветром приводит к следующим явлениям: При южном направлении меж-
планетного магнитного поля часть энергии из солнечного ветра проникает внутрь магнитосферы. Там она может диссипировать в квазистационарном, либо импульсном режиме. Во втором случае энергия накапливается в виде магнитной энергии экваториального токового слоя и затем происходит ее взрывное высвобождение — суббуря. Точные причины, по которым энергия преобразуется в том или ином режиме, до сих пор не известны. Еще сложнее предугадать момент начала суббури, так как для этого необходимо знать, какой тип неустойчивости приводит к этому явлению и каковы "критические условия" в магнитосфере, при которых данная неустойчивость начинает развиваться. На основе имеющегося материала получить ответы на эти вопросы пока не удается. Поэтому в настоящее время большое внимание уделяется как теоретическим, так и экспериментальным исследованиям плазменного слоя.
Плазменный слой — протяженная приэкваториальная область ночной магнитосферы (6 - <~ 200 Re), содержащая горячую плотную плазму и ограниченная замкнутыми силовыми линиями магнитного поля, пересекающими поверхность Земли на широтах 60 - 70 в зоне аврорально-го овала. Вытянутую магнитную конфигурацию обеспечивает интенсивный токовый слой, сконцентрированный в приэкваториальной области, где магнитное давление мало по сравнению с плазменным. Такое соотношение делает эту систему чрезвычайно динамичной и подверженной различным неустойчивостям. По современным представлениям, именно в области плазменного слоя развиваются неустойчивости, приводящие к пересоединению магнитных силовых линий и взрывному высвобождению магнитной энергии во время суббури. Однако, плазменный слой — сложный объект и включает в себя области, характеризующиеся совершенно разными физическими условиями. Поэтому, для получения информации об истинном сценарии развития суббури и, тем более, о конкретном типе неустойчивости, ответственном за ее начало, необходима более точная локализация спускового механизма.
Теоретическое моделирование в данной области затруднено, так как плазма является бесстолкновительной и характерные масштабы задачи
таковы, что существенную роль начинают играть сложные кинетические эффекты, для полного учета которых требуется знание траекторий движения всех заряженных частиц. Экспериментальное изучение и моделирование плазменного слоя также затруднено в силу огромных размеров и нестационарности исследуемой области. Магнитосферные спутники с высоким апогеем немногочисленны и обеспечивают такие измерения от случая к случаю. Еще одним недостатком прямой диагностики является невозможность отделения временных вариаций от пространственных и, следовательно, невозможность определения градиентов измеряемых величин. В то же самое время частицы плазменного слоя, имеющие малые питч-углы, двигаясь вдоль силовой линии, высыпаются в ионосферу, вследствие чего большинство процессов в плазменном слое отображаются в область аврорального овала, что, в принципе, позволяет получать информацию о состоянии плазменного слоя на основе низковысотных измерений потоков высыпающихся частиц. Использование таких измерений имеет серьезные преимущества по сравнению с прямыми измерениями в плазменном слое. Во-первых, аппараты с низкими орбитами дешевле и уже сейчас функционирует значительное количество таких спутников. Во-вторых, благодаря короткому орбитальному периоду (~ 100 мин.), такие аппараты пересекают низковысотную проекцию плазменного слоя всего за пару минут по много раз за сутки, позволяя получить пространственное распределение измеряемых параметров и прослеживать его эволюцию во времени.
Очевидно, для осуществления подобного зондирования необходимо знать соотношение между параметрами плазмы в экваториальной и околоионосферной частях магнитной силовой линии. В стационарном случае, при условии изотропии функции распределения частиц, величина давления, температура и плотность должны оставаться постоянными вдоль силовой трубки и, следовательно, при таких условиях, распределение давления на малой высоте представляет собой проекцию вдоль силовых линий распределения в плазменном слое. Прямые измерения во внутренней магнитосфере (г < 6 Re) показывают явно анизотроп-
ные функции распределения [54, 25], но там, где существует сильный излом силовых линий, т. е. в области токового слоя, частицы должны рассеиваться по питч-углам и можно ожидать изотропию распределений [83]. Определение областей пространства, где высока степень изотропии основной части горячей плазмы, является необходимым шагом при развитии вышеописанного метода зондирования плазменного слоя.
Давление плазмы — очень важный параметр. Конфигурация плазменного слоя определяется равновесием силы Ампера (Fa = j х В) и градиента теплового давления, и, следовательно, распределение давления косвенным образом несет в себе информацию о магнитной конфигурации и плотности токов. Модели магнитного поля, создававшиеся ранее, в большинстве своем были основаны только на измерениях магнитного поля и, таким образом, не являются самосогласованными с плазмой. Использование же низковысотных оценок давления в качестве входных параметров моделей позволит не только повысить точность моделирования, но и, в силу доступности низковысотных данных, облегчит построение моделей плазменного слоя для конкретных событий и состояний магнитосферы.
На основании предыдущих исследований известно, что давление в разных частях плазменного слоя отличается более, чем на порядок величины, что делает низковысотные измерения информативными даже в случае некоторой неточности. Однако, реальная магнитосфера далека от стационарности, и функции распределения, в общем, нельзя считать совершенно изотропными. К тому же, форма спектра высыпающихся частиц может быть искажена продольным электростатическим ускорением. Влияние этих факторов очень трудно учесть, и это одна из причин, по которой огромное количество низковысотных данных практически не использовалось для целей зондирования. Второй причиной является неопределенность магнитной конфигурации, знание которой необходимо для проектирования низковысотных измерений в плазменный слой. Окончательный ответ на вопрос о возможности такого зондирования может быть получен только на основе всестороннего экспериментального
исследования.
Цель настоящей работы — развитие, обоснование и применение метода использования низковысотных измерений для исследования плазменного слоя. В частности, в задачу работы входит: определить, насколько отличаются величины давления в околоионосферных и экваториальных частях силовой трубки, выяснить, в какой области плазменного слоя целесообразно использовать приближение изотропии давления, а так же определить, возможно ли использовать низковысотные измерения давления в качестве входного параметра при построении моделей магнитного поля.
На защиту выносятся:
Результаты статистического исследования анизотропии тензора давления, а также сравнения величины давления на малых высотах и в плазменном слое и предложенный на их основе метод использования низковысотных измерений давления ионов для исследования магнитосферы.
Результаты определения местонахождения областей генерации дискретных дуг в плазменном слое, и, как частный случай, подтверждение возможности генерации аврорального брейкапа во внутренней магнитосфере на расстоянии г ~ 8 Re-
Определение параметров плазмы в плазменном слое и характера авроральных высыпаний в случае ранее неисследованных ситуаций с экстремально низкой плотностью солнечного ветра.
Научная новизна.
1. Впервые предложен и экспериментально обоснован метод определе-
ния распределения давления в плазменном слое на основе низковысотных данных.
Впервые предложен новый метод оценки плотности тока в магнитосфере на основе низковысотных наблюдений.
Исследование степени анизотропии функций распределения в плазменном слое впервые проведено с высоким разрешением и на большой статистике. (Результаты предыдущих работ на эту тему, вследствие малой точности использовавшихся спектрометров, остаются на уровне оценок. На основе данных более современных спутников статистические исследования проводились лишь во внутренней магнитосфере г < 8.8 Re, тогда как анализ анизотропии в средней части хвоста был сфокусирован на исследовании отдельных событий.)
С использованием развитого метода были получены следующие новые результаты:
Достоверно установлено, что авроральный брейк-ап может зарождаться в ближней магнитосфере, на расстоянии г ~ 8 Re-В предыдущих работах на эту тему выводы делались на основе проектирования силовых линий усредненных моделей магнитного поля, которые построены без учета особенностей предварительной фазы суббури и могут значительно отличаться от реальной конфигурации.
Впервые определены параметры плазмы в плазменном слое для случая экстремально низкой плотности солнечного ветра. Показано, что структура плазменного слоя не претерпела принципиальных изменений.
Практическая ценность. Метод дистанционного зондирования магнитосферы может быть использован при исследованиях плазменного слоя и магнитосферно-ионосферных связей, при построении моделей
магнитосферы и, в перспективе, может найти применение в системе прогноза космической погоды.
Личный вклад автора. Автор принимал участие в постановке задачи, отборе и обработке экспериментального материала, расчетах по моделям магнитного поля и анализе результатов. Все изложенные в диссертации результаты получены автором самостоятельно или на равных правах с соавторами.
Апробация работы. Результаты исследований, представленных в работе, докладывались на международных конференциях: 8th Scientific Assembly IAGA (Uppsala, Sweden, August 4-15, 1997) ; 21й ежегодный семинар "Физика авроральных явлений" (Апатиты, Россия, 1998) ; 23й ежегодный семинар "Физика авроральных явлений" (Апатиты, Россия, 2000) ; International Conference on Substorms - 5 (Санкт-Петербург, Россия, 16-20 мая 2000) ; Conference on Space Storms and Space Weather Hazards (Hersonissos, Crete, June 19-29, 2000) ; 24й ежегодный семинар "Физика авроральных явлений" (Апатиты, Россия, 2001) ; COSPAR Colloquium "Plasma processes in the near-Earth space: Interball and beyond", (Sofia, Bulgaria, February 5-10, 2002) ; 26й ежегодный семинар "Физика авроральных явлений" (Апатиты, Россия, 2003).
Публикации. По теме диссертации опубликовано четыре статьи в рецензируемых научных журналах и одна статья в сборнике трудов научных конференций.
Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, 3 глав, заключения, 3 приложений и списка литературы из 93 наименований, содержит 128 страниц машинописного текста, включая 25 рисунков и 7 таблиц.
Содержание работы. Во введении обоснована актуальность и
перспективность темы исследования, сформулированы цель работы, основные положения, выносимые на защиту, отмечена научная новизна и практическая ценность работы, кратко изложено содержание работы.
В первой главе представлен обзор литературы. В п. 1.1 показана важность экспериментальных исследований плазменного слоя и отмечены существующие проблемы в этой области.
В п. 1.2 описана общая картина взаимодействия частиц с токовым слоем и характерные особенности в авроральных высыпаниях — изотропные границы, которые являются следствием этого взаимодействия. Представлено описание метода определения силовой трубки изотропной границы в моделях магнитного поля, который в дальнейшем широко применяется для уточнения процедуры магнитосферно-ионосферного проектирования.
В п. 1.3-1.4 представлен обзор экспериментальных наблюдений протонных функций распределения в плазменном слое. Показано, что в основном наблюдаются приблизительно изотропные распределения (в пределах погрешности измерений). Так как в случае совершенной изотропии давление не меняется вдоль силовых трубок, эти наблюдения свидетельствуют о возможности определения давления в плазменном слое на основе низковысотных измерений над авроральным овалом. В п. 1.5-1.6 вводится уравнение баланса сил: VP = j х В, которое должно выполняться в квазистационарных ситуациях. Обсуждается возможность интерпретации низковысотных профилей давления на основе этого уравнения. Описан метод расчета давления в плазменном слое по моделям магнитного поля в предположении изотропии тензора давления. В п. 1.7 приведен обзор теоретических работ, посвященных исследованию условий при которых магнитная конфигурация может находиться в равновесии с распределением плазмы. В некоторых из этих работ утверждается, что необходимым условием для равновесия магнитной конфигурации, наблюдаемой в магнитосфере, является анизотропия и негиротропность тензора давления в области токового слоя. При таких условиях, наруша-
ется постоянство давления вдоль силовой линии, и расчет давления на основе моделей магнитного поля становится невозможен.
В конце первой главы, в п. 1.8, сформулирован принцип использования низковысотных спутниковых измерений для исследования магнитосферы. Представлены условия его реализации и возможные варианты его применения для исследования магнитосферы. В конце параграфа сформулирована задача исследования и методы ее решения.
Вторая глава посвящена обоснованию метода использования низковысотных измерений для исследования магнитосферы. В п. 2.2-2.4 представлено статистическое исследование степени анизотропии тензора протонного давления на основе измерений функций распределения непосредственно в плазменном слое. Обнаружено, что в области плазменного слоя г = 8-17 Re, в ~ 80% случаев значение анизотропии, определенной как Л = Р±/Р\\ — 1, находится в пределах ±0.1. Однако, в случае значений /^-параметра > 10, такая, казалось бы, незначительная степень анизотропии может приводить к значительным ошибкам при определении давления по моделям магнитного поля методом, представленным в п. 1.6.
В п. 2.5-2.8 приведены три теста постоянства давления вдоль силовой трубки. В п. 2.5 представлена методика сопоставления величин давления и проектирования низковысотных измерений в плазменный слой, а также краткое описание тестов. В первом тесте, представленном в п. 2.6, сравниваются величины давления, оцененные на основе низковысотных данных и рассчитанные по модели магнитного поля Цыганенко 96. Сопоставление проводилось на силовой линии изотропной границы электронов с Е > 100 кэВ. Так как изотропная граница определяется как в низковысотных данных, так и в модели, в этом тесте удалось избежать неопределенности при проектировании. В результате, получено хорошее согласие (отличие ~ 10%) между сравниваемыми величинам. Кроме того, в данном разделе предложен метод оценки плотности хвостового тока по низковысотному профилю давления вблизи электронной изотропной
границы. Значения плотности тока, полученные с помощью этого метода, также согласуются с моделью Цыганенко 96.
В п. 2.7 представлены результаты сопоставления распределения давления, измеренного над ионосферой с распределением давления в плазменном слое, рассчитанным и спроектированным на околоионосферные высоты с помощью уточненных моделей магнитного поля. Модели были построены для описания состояния магнитосферы в конкретный период, для которого имелась дополнительная информация о форме магнитной конфигурации (например, измерения магнитного поля в плазменном слое), которая учитывалась при построении моделей. Низковысотные данные, используемые при сопоставлении, также получены в моделируемый период. Лучшее согласие (в пределах 10 %) было получено в случае, когда в области плазменного слоя находились сразу несколько спутников, измерения которых существенно уточняли модель. Для этого события была также предпринята попытка использовать низковысотное распределение давления как входной параметр модели наряду с измерениями магнитного поля в магнитосфере. Магнитная конфигурация в модели, построенной таким образом, не отличается значительно от модели, основанной на прямых измерениях в магнитосфере, и, поэтому, этот тест можно рассматривать и как демонстрацию перспективности использования низковысотных данных при магнитосферном моделировании.
В последнем тесте, п. 2.8, магнитосферная часть сравниваемых величин представлена эмпирической формулой Р = 0.113 (Pdyn)0'73 — зависимостью плазменного давления в плазменном слое при г = 20 Re от динамического давления солнечного ветра. Рассчитав давление вблизи силовой линии предполагаемой проекции точки г = 20 Re для 55 пролетов, мы обнаружили статистически значимую (коэффициент корреляции 0.61) зависимость давления на низких высотах от динамического давления солнечного ветра. В данном методе проекция точки г = 20 Re определялась с помощью статистической модели Цыганенко 96, учитывающей положение наблюдаемой изотропной границы. Этот метод проектирования наименее точен из использовавшихся в тестах, и, поэтому,
разброс точек был значителен, но аппроксимация по облаку точек совпадает с зависимостью, обнаруженной в плазменном слое.
В конце данной главы, п. 2.9, приведено обсуждение полученных результатов, на основе которых сделан вывод об обоснованности метода дистанционной диагностики плазменного слоя. Точность определения давления в экваториальной области по низковысотным данным оценена как ~ 20 %.
В третьей главе представлена апробация метода диагностики параметров плазмы в плазменном слое на основе спутниковых измерений на низких высотах. В п. 3.2-3.3 оценки давления на низкой высоте вблизи дискретных дуг использованы для определения условий в области локализации их источников в плазменном слое. В результате исследования было обнаружено, что дуги могут генерироваться в областях, существенно отличающихся физическими условиями, и, в том числе, в околоземной области, где величины давления > 1 нПа. Как частный случай, п. 3.3, было определено, что механизм, ответственный за уярчение дуги авро-рального брейкапа суббури, в исследуемом случае был локализован в ближней области при ~ 8 Re-
В п. 3.4 исследовалась магнитосфера в случае, когда плотность плазмы солнечного ветра достигала экстремально низких значений ~ 0.1 см-3, В этот период не было спутников в хвосте магнитосферы, и мы используем измерения над авроральным овалом для определения плазменных параметров в плазменном слое. В результате, были получены интересные результаты: несмотря на крайне слабое сжатие магнитосферы потоком солнечного ветра и очень низкую плотность частиц солнечного ветра (являющихся источником плазмы для плазменного слоя), сохранились многие особенности магнитосферы и авроральных высыпаний в обычных условиях, включая: (1) Наличие плазменного слоя на расстоянии > 10 Re, где температура ионов (~ 1-4 кэВ) и концентрация (~ 0.5-1 см-3) имеют обычные значения; (2) Существование дискретных высыпаний электростатически ускоренных частиц, соответствующих продоль-
ной разности потенциала 1-2 кВ.
В Заключении сформулированы основные результаты диссертационной работы.
Ионный состав и спектры в плазменном слое
Ионы играют основную роль в динамике плазменного слоя. Они являются основными носителями тока и дают основной вклад в давление. Действительно, за исключением периодов сильной активности, когда в плазменный слой попадают ионы кислорода [51, 20], основной составляющей являются протоны с энергиями 1-3 кэВ. Электроны, как правило, обладают гораздо меньшей температурой. В работах [10, 19] установлено, что в плазменном слое протонная и электронная температуры сильно коррелируют. Их отношение приблизительно равно семи, и это соотношение достаточно устойчиво (коэффициент корреляции - 0.95 [12]). Принимая во внимание условие квазинейтральности (пр пе), такая пропорциональность означает, что электронный вклад в общее давление составляет 15 % и его легко учесть. Ввиду этого, в дальнейшем будет идти речь, в основном, о протонной составляющей общего давления. Хотя известны и отдельные отклонения в соотношении Ti/Te, так, в работе [53] приведены измерения параметров плазмы в околоземной области (г = 7.4-8.8 RE) непосредственно перед началом суббури, и в 7 из 15 случаев электроны давали 30 % вклад в плазменное давление.
Прямые спутниковые измерения в плазменном слое зафиксировали следующие закономерности в форме спектров. В работах [18,19] исследованы формы энергетических спектров протонов от 30 эВ до 1 МэВ, измеренных приборами спутника ISEE-1 на расстоянии 12-30 RE ОТ Земли. Было установлено, что в этой области форма спектра не всегда может быть описана с помощью известных функциональных зависимостей, но наиболее часто она аппроксимируется максвелловской и каппа (убывающей по степенному закону [89], см. приложение 1) функциями распределения. Качественно иная картина наблюдается на геосинхронном расстоянии (г 6.6 RE). В работе [38] приведен обзор наблюдений спектров и различных моментов функций распределения в этой области. Установлено, что спектры очень сложны и, как правило, показывают одновременное присутствие нескольких популяций. Различие можно связать с прекращением действия во внутренней области мощного механизма неадиабатического рассеяния частиц.
В настоящее время существуют спутники (АМРТЕ, GEOTAIL, CLUSTER), оснащенные детекторами, способными измерять потоки частиц с хорошим угловым, энергетическим и временным разрешением. Такие измерения дают информацию о зависимости функции распределения от направления и, таким образом, способны дать ответ на вопрос о степени анизотропии в плазменном слое.
Работа [60] основана на результатах прямых измерений в плазменном слое функций распределения ионов с хорошим угловым (22.5) и временным (4.3 сек.) разрешением. В этой работе было обработано около 500 измерений функций распределения, соответствующих 50 случаям пересечения нейтрального слоя спутником AMPTE/IRM на геоцентрическом расстоянии 10-19 RE, соответствующих различным фазам суббури. Хотя объектом исследования этой работы был анализ быстрых пото ков, а не обычных функций распределения, в заключении, в частности, утверждается, что: (1) Распределение протонов, в большинстве случаев, изотропно. (2) Энергетический спектр протонов убывает с увеличением энергии гораздо медленнее, чем максвелловский, и лучше описывается каппа функцией распределения (подробнее см. приложение 1).
Сведения об анизотропии давления в плазменном слое Зная функцию распределения можно рассчитать давление плазмы, которое в случае анизотропии является тензором:
В случае сильного магнитного поля можно ожидать, что функция распределения симметрична относительно направления вектора магнитного поля или, иначе говоря, гиротропна. В этом случае, тензор давления можно записать в виде:
Исследование распределения давления и его анизотропии во внутренней области, представленное в работе [25], основано на измерениях спутника АМРТЕ/ССЕ с апогеем на г = 8.8 RE- Измерения протонной функции распределения в диапазоне энергий 1-30 кэВ в течение 2.5 лет показали, что на ночной стороне далее 8 RE, независимо от уровня активности, анизотропия, определенная как А = Р±/Р\\ — 1, остается в среднем в пределах ±0.1. Полученные значения вполне согласуются с результатами работы [53], тоже основанной на данных ССЕ, относящихся к геоцентрическим расстояниям 7.4-8.8 RE- Семь отдельных случаев соответствуют моменту времени непосредственно перед началом суббури. Анизотропия общего (электроны, протоны, кислород) давления в этой области достигала максимального значения 0.23 (перпендикулярная компонента больше параллельной). Но этот случай относится к наиболее близкому расстоянию 7.4 RE, а в остальных случаях анизотропия была меньше или близка к 0.1.
В работе [47] приведены результаты оценки анизотропии на основе данных AMPTE/IRM в плазменном слое на расстояниях XQSM = —7.6 RE непосредственно перед и после инжекций частиц, связанных с началом суббури. Для одного из восьми исследуемых случаев была обнаружена значительная анизотропия Р\\/Р± = 1.42. Для всех остальных периодов времени среднее отношение составляло 1.05 ± 0.05 со значениями, варьирующимися от 0.96 до 1.16.
В работе [81], где использованы измерения спутников IMP 6 и IMP 8, при пересечении нейтрального слоя на расстояниях от 13 до 33 и 45 RE, соответственно, был проведен анализ анизотропии тензора давления. Было обработано около 400 часов измерений в плазменном слое при спокойных геомагнитных условиях. Временной цикл этих измерений составляет около 100 сек. Было обнаружено, что для электронной компоненты Р\\/Р± 1.2 в 25% случаев и направление оси анизотропии совпадает с направлением вектора магнитного поля. В то же время, для протонного давления величина этого отношения, как правило, 1.1, что меньше, чем вероятная ошибка измерений. Правда, иногда измерения с высоким временным разрешением ( 100 сек.) показывали значение Р\\/Р± для протонов 1.5-2. Эта работа является фактически единственным исследованием, посвященным анизотропии протонного давления вне ближней области и основанным на большой статистике.
Возможные варианты равновесия при неизотропном давлении
Условие баланса сил, в случае изотропного давления (уравнение 1.7), накладывает некоторые условия на магнитную конфигурацию, так как не любое векторное поле может быть описано градиентом скалярной величины. Необходимым и достаточным условием для этого является rot(j х В) = 0. Модели Цыганенко изначально не учитывали этого условия, но последующая проверка показала, что отличия от равновесной конфигурации незначительны [77], по крайней мере, в области ближе 15 RE- Так, интегралы, подобные выражению 1.9, взятые по разным контурам для модели Цыганенко 96, отличаются на 15 %.
Однако, некоторые теоретические расчеты и численные эксперименты предполагают, что в области среднего и дальнего хвоста (расстояния свыше 10 RE), существующая конфигурация магнитного поля не может быть сбалансирована градиентом скалярного давления. В этих работах полагается, что равновесие достигается за счет анизотропии или, в общем случае, за счет недиагональных членов тензора давления в системе координат, сонаправленной с вектором магнитного поля.
Так, в работе [68], на основе анализа уравнения баланса сил в общем виде (выражение 1.6), но в двумерном случае было показано, что очень тонкие токовые слои (AZ 2000 км.) не могут быть равновесными в случае изотропного давления и требуют выполнения условия Р\\/Р± = вне токового слоя. Однако, при получении этого условия, часть членов в промежуточных выражениях, которые могут давать 50 % вклад, была отброшена, и это могло повлиять на точность окончательного результата.
С другой стороны, можно привести результаты работы [39], где использовался метод, основанный на численном расчете трехмерной МГД эволюции плазменного слоя, позволяющий находить равновесные конфигурации с изотропным давлением, максимально близкие к начальным условиям. В качестве начальных условий была использована модель Цы-ганенко [84], и полученная самосогласованная конфигурация, удовлетворяющая условию rot (j х В) « 0, отличалась от нее незначительно.
Частицы, движущиеся в таком магнитном поле по законам механики, должны создавать токи, согласованные с магнитным полем. Так, в случае, если конфигурация уравновешивается изотропным давлением, функция распределения должна оставаться изотропной во всей области. Вследствие теоремы Лиувилля, функция распределения остается изотропной вдоль силовой линии, если в экваториальной области существует механизм изотропизации, а в остальной части силовой трубки магнитный момент сохраняется, и нет продольных электрических полей. Но при этом, в самой области токового слоя функция распределения может быть достаточно сложной.
Характер взаимодействия частиц с тонким токовым слоем достаточно сложен, но все же не хаотичен. Так, например, при определенных условиях частицы, равномерно распределенные по фазовому углу, после прохождения токового слоя могут группироваться по фазе [21], или, в случае Rc/p 1, частица может оказаться захваченной, совершая 8-образные движения около экваториальной плоскости [24]. Изменения магнитного момента тоже проявляют некоторые особенности. Эти эффекты могут сгладиться при рассмотрении коллективного поведения частиц, но все же изотропия функции распределения вне токового слоя, и уж тем более в самой области рассеяния, не очевидна.
Траекторные расчеты [9], прослеживающие траектории большого числа протонов, инжектированных из мантии, в поле двумерной версии модели Цыганенко 89 с более тонким токовым слоем и в однородном электрическом поле, обнаружили, что получившееся распределение протонов создает еще более тонкий токовый слой, чем исходная модель. Далее г = 18 RE недиагональные элементы тензора давления становятся порядка 5% от диагональных, и их градиент становится существенным для поддержания баланса с максвелловскими натяжениями. Интересно, что в переходной области г =8-12 ДЕ отношение Р\\/Р± близко к единице, но распределение тока вдоль z имеет два сильно выраженных максимума. Недостатком исследования [9] является отсутствие самосогласованности и двумерность.
Авторы серии работ [50, 44, 45], исследуя область плазменного слоя г =14-20 RE И также прослеживая траектории протонов в магнитном поле упрощенной версии модели Цыганенко 89 и однородном электрическом поле, попытались добиться самосогласованности путем отбора частиц, чьи орбиты в сумме создают распределение тока, соответствующее исходной конфигурации магнитного поля. Результаты оказались следующими: вблизи экватора тензор давления также был существенно недиагонален, неизотропен и даже негиротропен, а недиагональные члены оказались сравнимы по величине с диагональными [45]. Однако, остается не ясным, единственное ли это решение, и насколько оно чувствительно к изменению магнитной конфигурации.
Оценка вклада анизотропной части тензора давления в баланс сил
При использовании оценок давления на основе моделей магнитного поля (раздел 1.6), проблема проектирования упрощается, так как остается лишь связать модель и низковысотные наблюдения. Эта привязка может быть осуществлена, если по низковысотным измерениям можно определить положение изотропных границ (см. раздел 1.2). Еще одним решением данной проблемы является сопоставление измерений, сделанных во время событий, для которых построены специальные, более точные модели. Последний метод, как правило, заключается в уточнении или даже модификации статистической модели для лучшего воспроизведения физических характеристик, наблюдаемых непосредственно в моделируемый период времени. В качестве таких характеристик кажется перспективным использовать положения изотропных границ, наблюдаемые на низких высотах.
Расчет давления магнитосферных ионов по низковысотным измерениям: В нашей работе мы используем данные спутников, летающих на высотах до 4000 км. В этой области, помимо энергичных магнитосферных ионов (предполагается что это протоны), приходящих из плазменного слоя, существует холодная и плотная (Г 1 эВ, п 104 см-3) плазма ионосферного происхождения. Но, поскольку нижний предел измерений спектрометров высок ( 30 эВ), влияние этой компоненты исключается. Основная проблема состоит в том, что, как правило, верхний предел спутниковых спектрометров ограничен энергией rsj 30 кэВ и, следовательно, мы теряем информацию о форме спектра выше этого предела. В то же самое время, при температуре 10 кэВ, часть функции распределения, неохваченная приборами спутника, может давать 30 % вклад в величину давления. Для учета этого вклада мы вынуждены делать различные предположения о форме функций распределения. Но форма спектра в плазменном слое, особенно в возмущенные периоды, не всегда может быть аппроксимирована известными функциональными зависимостями [19]. Еще одним способом решения этой проблемы является использование интегральных величин. Так, например, на спутниках серии NOAA определяются интегральные потоки энергичных протонов в определенных диапазонах энергий, начиная с 30 кэВ, что позволяет, объединяя эти данные с измерениями спектрометра (0.1-20 кэВ), получить более точную оценку давления. Помимо вышеупомянутых факторов, точность определения давления может снизить присутствие ионов кислорода [51, 20], наличие продольных полей, искажающих форму спектров высыпающихся частиц [67], или недостаточные скорости счета. Подробное описание процедур расчета давления для различных приборов, а также оценки электростатического ускорения приведены в приложениях.
В данной главе представлены три теста постоянства давления вдоль силовой линии, использующих вышеописанные подходы для проектирования низковысотных измерений в плазменный слой.
Краткое описание тестов:
В первом тесте (раздел 2.6) сравниваются давление, рассчитанное по измерениям на низкой ( 850 км) высоте, с давлением в магнитосфере, рассчитанным с помощью модели магнитного поля Цыганенко 96, на силовой трубке электронной изотропной границы. Поскольку низковысотные спутники пересекают авроральный овал довольно быстро, основываясь на таких измерениях можно рассчитать градиент давления, а, следовательно, и плотность тока. Сопоставление плотности тока, рассчитанной по низковысотным измерениям и по модели, может ответить на вопрос о возможности уравновесить существующую магнитную конфигурацию градиентом изотропного давления.
Во втором тесте (раздел 2.7) сравниваются широтные профили давления, измеренные на низкой высоте с профилями, рассчитанными и спроектированными на ионосферные высоты с помощью специальных моделей, построенных для случаев, когда область плазменного слоя была охвачена наблюдениями нескольких спутников, измерения которых использовались для коррекции моделей.
В третьем тесте (раздел 2.8) магнитосферная часть сравниваемых величин представлена эмпирической зависимостью давления в плазменном слое на расстоянии 20 RE ОТ динамического давления солнечного ветра. Эта зависимость сравнивается с такой же зависимостью давления, измеренного над ионосферой на силовой линии, которая предположительно проектируется на X = —20 RE В экваториальную область. Проектирование осуществляется с помощью модели Цыганенко 96 с учетом положения реальной изотропной границы. Мы ожидаем, что благодаря набору достаточно большой статистики, случайные ошибки при проектировании сгладятся за счет усреднения.
В этом тесте, приведенном в работе [2], проектирование заменяется выбором специфической силовой трубки (Электронной изотропной границы, ЭИГ, непосредственно наблюдаемой по данным спутника), в окрестности которой распределение протонов может быть изотропным и для которой известно формальное правило нахождения ее положения в магнитосфер-ной модели. Как уже упоминалось (раздел 1.2), при адиабатическом параметре Rc/p 8 амплитуда рассеяния за одно прохождение токового слоя становится порядка размера конуса потерь, а при Rc/p 1 рассеяние очень сильно, и можно ожидать изотропию функции распределения. Изотропная граница высыпаний электронов с энергиями свыше 100 кэВ выбрана нами потому, что на этой силовой линии для тепловых протонов с энергиями 10 кэВ RCJр = 0.7 и давление, в принципе, (не принимая во внимания возможность существования внедиагональных элементов тензора давления) ожидается изотропным.
Локализация очага аврорального брейкапа изолированной суббури
Авроральные явления или "северные сияния" объясняются взаимодействием высыпающихся энергичных ( 1 кэВ) частиц с атомами и молекулами верхней атмосферы на высотах 100 км. Еще задолго до начала "космической эры" была установлена их связь с возмущениями магнитного поля Земли и развита система классификации сияний по морфологическим признакам и, на основе этих наблюдений, позднее, была построена картина развития авроральной суббури [1]. Было установлено, что взрывная фаза суббури, как правило, начинается с уярчения (брейкапа) самой экваториальной дискретной дуги с последующим расширением к полюсу области ярких сияний и формированием новых дуг [5, 6]. Это очень общая картина, и, в действительности, авроральная суббуря включает очень большое разнообразие динамики авроральных форм, роль которых в глобальном процессе до сих пор остается во многом неустановленной.
С развитием космических исследований было установлено, что ав-роральный овал совпадает с ионосферной проекцией плазменного слоя и наиболее яркие сияния связаны с областями вытекающих продольных токов и вызваны потоками электростатически ускоренных электронов с энергиями 1 кэВ [8, 37, 80]. В настоящее время, благодаря развитию сети наземных наблюдений и запуску спутников, оснащенных фотометрами, появляется возможность получать достаточно детальную информацию о распределении сияний на протяжении значительной части авро-рального овала. Поскольку высыпания частиц определяются в основном процессами в плазменном слое, распределение сияний отражает двумерную картину этих процессов. В настоящее время для определенного момента времени могут быть доступны данные единичных магнитосфер-ных спутников, рассредоточенных на огромных пространствах, поэтому, использование данных о сияниях для диагностики плазменного слоя может привести к существенному прогрессу в понимании динамики магнитосферы. Однако, продуктивное использование этих данных возможно только при условии, что известна связь между характерными аврораль-ными объектами и соответствующими им явлениями в плазменном слое. Несмотря на большой накопленный экспериментальный материал, пока для многих таких объектов даже не определено, в какой области локализованы физические процессы, за них ответственные [29]. Например, местоположение источника такого часто наблюдаемого объекта, как дискретная дуга, до сих пор остается под вопросом [93, 37, 79, 26]. Особенно важно знать, в какой области плазменного слоя генерируется дискретная дуга, уярчающаяся в начале суббури — это может помочь определить тип неустойчивости, вызывающей авроральный брейкап. В настоящее время доказано, что авроральные проявления суббури связаны с развитием, так называемого, токового клина — системы продольных токов, которая образуется за счет перезамыкания поперечно-хвостового тока через ионосферу [59], но причины, приводящие к этому явлению, неизвестны. По этому вопросу существует две конкурирующие точки зрения: концепции формирования околоземной нейтральной линии (NENL) и разрушения поперечно-хвостового тока (TCD). Первая гипотеза предполагает, что отклонение тока происходит вслед ствие пересоединения магнитных силовых линий. Статистика спутнико вых наблюдений потоков плазмы [57] показала, что в начале суббури, сепаратриса, разделяющая потоки плазмы от Земли и к Земле, находит ся в районе X = —22 30 RE, И этот факт согласуется с соображением, что слабая нормальная компонента является необходимым условием для развития пересоединения. В работе [43] показано, что эти потоки хорошо согласуются с авроральным уярчением как по времени, так и по MLT сектору, и это является весомым аргументом в пользу NENL теории. Следовательно, если такая теории верна, силовые линии, на которых начинается авроральное уярчение, должны проектироваться в удаленную область плазменного слоя X —20 RE Существует еще одна версия NENL теории, по которой пересоединение вызывает развитие токового клина косвенным образом. А именно, потоки, движущиеся к Земле от точки пересоединения, через несколько минут начинают взаимодействовать с сильным дипольным полем и, в результате, развивается система продольных токов. Эта теория находит некоторое подтверждение в МГД расчетах [13], в которых развитие системы продольных токов происходит в ближней области при г 8 RE С другой стороны, в отдельных случаях, в ближней области (г 8 RE), ТОЧНО перед началом развития суббури, были зафиксированы различные проявления разрушения поперечно-хвостового тока TCD (такие как турбулентная диполяризация магнитного поля) [53]. Эти наблюдения привели к предположению, что причиной суббури является некоторая неустойчивость, развивающаяся в ближней области, а пересоединение случается как следствие этого процесса, когда волна разрежения достигает области со слабым Bz [56].
Для разрешения этого спора необходимо, по крайней мере, знать, куда проектируются силовые линии из области уярчающейся дуги. Основной трудностью в таких исследованиях является неопределенность в проектировании и локальность измерений в магнитосфере. В связи с этим, представляется заманчивым использовать низковысотные наблюдения в окрестности авроральной дуги, так как они могут дать информацию о физических условиях в области генерации, что даже более важно, чем знание собственно радиального расстояния. В разделах 3.2-3.3 мы применяем метод дистанционной диагностики плазменного слоя на основе низковысотных измерений, развитый в главе 2, для определения местоположения источников дискретных дуг в плазменном слое.
В последнем разделе 3.4, мы применяем метод дистанционного зондирования плазменного слоя для случая экстремально низкой плотности (и динамического давления) солнечного ветра [88]. Такие события случаются крайне редко, и влияние их на структуру ночной части магнитосферы практически не исследовалось. Вместе с тем, это хороший шанс проверить качество существующих моделей, так как успешная экстраполяция модели является подтверждением правильности ее физической основы. Интерес также представляют параметры плазменного слоя в столь необычных условиях.
