Содержание к диссертации
Введение
1 Проект ИНТЕРБОЛ: Методы измерения и анализа данных. Используемая база данных 16
1.1 Проект ИНТЕРБОЛ 16
1.1.1 Прибор ВДП 19
1.1.2 Прибор ФМ-ЗИ 25
1.2 Измерения плазмы и магнитного поля на аппаратах WIND, GEOTAIL и IMP-8 26
1.3 Методы анализа данных 28
1.3.1 Корреляционный анализ 28
1.3.2 Спектральный анализ 32
2 Турбулентность солнечного ветра и магнитослоя 34
2.1 Введение 34
2.2 Сравнение интенсивности низкочастотных и высокочастотных вариаций в солнечном ветре и 8 магнитослое 35
2.3 Сопоставление одновременных вариаций на спутниках ИНТЕРБОЛ-1 и WIND 42
2.4 Сопоставление измерений с газодинамическими моделями 44
2.4.1 Газодинамическая модель Спрайтера 44
2.4.2 Модель Карталева 50
2.5 Анализ многоспутниковых измерений 55
2.5.1. Среднемасштабные вариации 55
2.5.2. Мелкомасштабные вариации 60
2.6 Распределение вариаций внутри магнитослоя. Радиальный профиль 61
2.7 Выводы Главы 2 66
3 Зависимость турбулентных свойств плазмы магнитослоя от внешних условий 68
3.1 Введение 68
3.2 Квазипараллельная и квазиперпендикулярная ударная волна. Методика определения угла бвп в солнечном ветре и в магнитослое 71
3.3 Зависимость вариаций потока ионов и магнитного поля в магнитослое от ориентации межпланетного магнитного поля. Примеры пересечений магнитослоя спутником ИНТЕРБОЛ-1 72
3.3.1 Пересечение магнитослоя 14 июня 1999г. 73
3.3.2 Пересечение магнитослоя 16 июля 1997г. 79
3.4 Статистика вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в зависимости от угла еВп. 83
3.5 Спектральный анализ вариаций в солнечном ветре, форшоке и магнитослое 87
3.6 Выводы Главы 3 90
4 Волны зеркальной моды в магнитослое Земли 91
4.1 Введение 91
4.2 Экспериментальные данные 92
4.2.1 Анализ измерений 12 июня 1996г. 93
4.2.2 Анализ волновых мод 12 июня 1996г. 98
4.2.3 Анализ измерений 28 июня 1996г. 102
4.2.4 Анализ измерений 06 сентября 1998 г. 104
4.3 Выводы Главы 4 107
Заключение 109
- Измерения плазмы и магнитного поля на аппаратах WIND, GEOTAIL и IMP-8
- Сравнение интенсивности низкочастотных и высокочастотных вариаций в солнечном ветре и 8 магнитослое
- Статистика вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в зависимости от угла еВп.
- Анализ измерений 06 сентября 1998 г.
Введение к работе
Актуальность темы
Проблема воздействия солнечного ветра на магнитосферу Земли является ключевой в изучении солнечно-земных связей и представляет большой научный и практический интерес для задач, объединенных в теме "Космическая погода". В настоящее время, при рассмотрении этих задач, в качестве исходных параметров для моделей, описывающих процессы внутри магнитосферы и на ее границе, как правило, используются данные аппаратов, находящихся на значительном удалении от Земли (например, в точке либрации L1), т.е. измерения невозмущенного солнечного ветра. При этом никак не учитываются процессы, происходящие в областях прилегающих к магнитосфере - в форшоке, на ударной волне, а также в магнитослое. Однако достаточно очевидно, что на границу магнитосферы воздействует не невозмущенный солнечный ветер, а модифицированный в этих областях (и главным образом в магнитослое) поток плазмы (Schwartz et al., [1996]; Song et al., [1999a]). Так например, в работе Николаевой и др. [1998] было показано, что быстрые и большие движения магнитопаузы определяются динамикой давления плазмы в магнитослое при постоянстве динамического давления солнечного ветра,
Магнитослой является чрезвычайно активной областью, наполненной различными волновыми модами, свойства которых содержат информацию о набегающем потоке солнечного ветра и которые ответственны за перенос и перераспределение энергии и импульса внутри магнитослоя. Вариации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое могут достигать значительных величин и наблюдаются в широком диапазоне временных масштабов [Sibeck et al., 2000]. Наблюдаемые в магнитослое структуры, как правило, нелинейны, поэтому они должны взаимодействовать друг с другом, а также с нелинейными структурами солнечного ветра, такими как ударные волны и разрывы. Это будет приводить к модификации таких структур и исследование механизмов и степени их модификации имеет большое значение для прикладных задач солнечно-земной физики.
Таким образом, магнитослой является своеобразным интерфейсом между солнечным ветром и магнитосферой, и исследование механизмов генерации различных типов волн и неустойчивостей в магнитослое, а также процессов их распространения и взаимодействия с магнитосферой крайне важно, особенно в свете последних работ по повышению точности прогноза "Космической погоды". Кроме того, магнитослой является природной лабораторией плазмы, в которой складываются уникальные по своим свойствам условия, не воспроизводимые в наземных установках и крайне сложные для моделирования -сверхзвуковое обтекание магнитного препятствия бесстолкновительной плазмой в неограниченном пространстве. Спутниковые измерения позволяют проводить непосредственное изучение этих процессов, поэтому исследование магнитослоя, в том числе, позволит улучшить представления о процессах, происходящих за внешней границей гелиосферы (гелиопаузой), а также во многих астрофизических объектах типа расширяющихся оболочек сверхновых звезд, звездных систем и галактик, когда происходит сверхзвуковое обтекание какого-либо препятствия бесстолкновительной плазмой. Этим объясняется важность и актуальность как экспериментального, так и теоретического изучения области магнитослоя,
В настоящее время существует значительное количество публикаций по изучению магнитослоя, содержащих как прямые измерения, так и теоретические модели (см., например, обзор Song and Russell, [1997]). Однако недавние и более ранние работы, в основном, были посвящены изучению глобальной структуры магнитослоя, а также численному газодинамическому или МГД-моделированию течения в нем. Анализ спутниковых измерений параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое ограничивался низкочастотной областью (преимущественно с частотами /=:0,01 Гц) вследствие низкого временного разрешения данных. Систематический анализ более высокочастотных вариаций с частотами 0,01-1 Гц был невозможен вследствие низкого временного разрешения данных измерений плазменных параметров и ограничивался измерениями магнитного поля. Лишь для отдельных единичных событий были доступны измерения потока плазмы с более высоким разрешением вплоть до 1/50 с (как, например, на спутнике ПРОГНОЗ-8). Эти измерения показывали, что именно в областях частот 0,01-1 Гц и наблюдаются интенсивные вариации параметров плазмы и магнитного поля, очень сильно отличающиеся по своей структуре от вариаций в невозмущенном солнечном ветре.
Запуск в 1995 г. российского спутника ИНТЕРБОЛ-1 позволил сделать большой шаг вперед в изучении солнечно-земных связей. Это стало возможным благодаря уникальному комплексу научных приборов, функционировавших на борту этого спутника и обладавших рекордным временным разрешением, а также благодаря тесной кооперации с экспериментами на других космических аппаратах. Это сотрудничество опиралось на одновременное функционирование в солнечном ветре и магнитосфере целой флотилии аппаратов, выполнявших общую задачу по исследованию солнечно-земных связей и глобальной структуры магнитосферы.
В данной работе основной упор был сделан на исследование быстрых вариаций потока ионов и магнитного поля в диапазоне частот 0,02-1 Гц (мелкомасштабные вариации) на основе богатой экспериментальной базы, обеспеченной успешным и весьма плодотворным функционированием спутника ИНТЕРБОЛ-1. Проводилось сопоставление свойств мелкомасштабных вариаций со свойствами среднемасштабных вариаций в диапазоне частот 0,02-0,0005 Гц. Систематические измерения на протяжении почти пяти лет потока ионов (прибор VDP) и магнитного поля (прибор FM-3) с временным разрешением вплоть до 1/16 секунды обеспечили успешное выполнение поставленной задачи. Тем самым, впервые удалось систематически наблюдать столь быстрые процессы не только в магнитном поле, но и в плазме, и приблизиться к проблеме возникновения сильной турбулентности в магнитослое. Были статистически исследованы особенности быстрых вариаций в магнитослое, проведено их сопоставление с вариациями в невозмущенном солнечном ветре и форшоке, а также изучено поведение вариаций на различных временных масштабах, что дало возможность судить о свойствах течения плазмы в магнитослое.
Краткий обзор результатов исследований магнитослоя
В качестве короткого введения перед обзором существующих на сегодняшний день результатов по изучению магнитослоя определим основные особенности этой области.
Свойства магнитослоя.
Взаимодействие потока бесстолкновительной плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с магнитным полем Земли приводит к формированию поверхности называемой магнитопаузой, которую в первом приближении можно считать непроницаемой для солнечного ветра. Магнитопауза является внешней границей магнитосферы, отделяющей область сильного дипольного магнитного поля Земли (на поверхности Земли вблизи экватора В-32000 нТ) с низкими концентрациями плазмы (п<0.1 частиц/см ) от области, заполненной более плотной плазмой солнечного ветра {п~5-100 частиц/см ) с вмороженным в нее слабым межпланетным магнитным полем (В~7 нТ). Форма и размеры магнитопаузы определяются балансом динамического давления плазмы солнечного ветра (в среднем -2 нПа) и давления магнитного поля Земли. При типичных условиях в солнечном ветре подсолнечная точка магнитопаузы находится на расстоянии около 10 Re (Re - радиус Земли, Rg=6378 км). Поскольку магнитопауза встает естественным "закругленным" препятствием на пути распространения сверхзвукового и сверхальвеновского потока плазмы, то на некотором расстоянии от магнитопаузы формируется отошедшая ударная волна. Область между магнитопаузой и ударной волной, в которой происходит обтекание солнечным ветром магнитосферы Земли, и называется магнитослоем.
Кинетические процессы на околоземной ударной волне приводят к модификации исходной функции распределения и диссипации кинетической энергии направленного движения плазмы солнечного ветра, а также являются источником энергии для развития различных неустойчивостей и колебаний. Формирование магнитослоя можно условно описать, рассматривая взаимодействие магнитосферы с солнечным ветром посредством различных волн, которые несут информацию о существовании препятствия на пути распространения солнечного ветра. Эти волны принимают различный облик - например это могут быть стоячие волны, разрывы, всевозможные осцилляции и нелинейные структуры; плавное изменение параметров может быть представлено как серия небольших изменений. Посредством этих волн и структур осуществляется диссипация энергии направленного движения плазмы и происходит преобразование исходного потока солнечного ветра и вмороженного в него межпланетного магнитного поля в модифицированное состояние, определяемое граничными условиями (см. Song et al., [1999]; Chisham et al., [1999]; Schwartz et al., 1996). Вариации в невозмущенном солнечном ветре, либо изменения на границе магнитосферы будут приводить к дополнительным временным вариациям в магнитослое. Кроме того, волны генерируются в результате взаимодействия солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с околоземной ударной волной, что приводит, в частности к формированию перед фронтом ударной волны области с повышенной волновой активностью - форшока. Таким образом, существует несколько источников вариаций в магнитослое, каждый из которых может давать значительный вклад в наблюдаемые колебания параметров. Все это сильно осложняло исследование процессов в магнитослое в предыдущие годы, поскольку не существовало систематических измерений плазмы с хорошим временным разрешением в этой области.
Наиболее ранние наблюдения в магнитослое были выполнены на спутнике Pioneer I [Sonnett, Abraras 1963]. Магнитослой был описан как область с "возмущениями типа серий ударных волн, с резкими и быстрыми изменениями в направлении магнитного поля" и рассматривался как переходная область между магнитосферой и межпланетной средой.
Для понимания фундаментальных процессов, происходящих в магнитослое необходимо в первую очередь описать структуру магнитослоя в "спокойном" состоянии. Причем это важно не только для физики магнитосферы, поскольку в данном случае приходится иметь дело с классической задачей обтекания препятствия тупой формы сверхзвуковым потоком, с тем лишь отличием, что поток представляет собой замагниченное течение плазмы с высокой электропроводностью. Понимание процессов происходящих при таком обтекании может найти массу применений в различных задачах астрофизики, солнечной физики, космической физики и физики плазмы.
Теоретические модели структуры магнитослоя.
Впервые структура магнитослоя как функция внешних параметров в солнечном ветре была описана в работе Спрайтера (Spreiter et al. [1966]), в которой был проведен численный расчет двумерного распределения параметров - плотности, скорости, температуры и линий тока плазмы в магнитослое Земли. Однако эта модель была чисто газодинамической и не включала в себя магнитного поля.
Наличие даже слабого магнитного поля в плазме оказывает существенное влияние на процессы, происходящие в рассматриваемой системе по сравнению с теми, с которыми f приходится иметь дело в обычной газо- и гидродинамике, поскольку их исходные уравнения
Рис. 1. Схема модели Zwan и Wolf [1976]. дополняются уравнениями Максвелла. Сильное влияние магнитного поля на свойства течения в магнитослое было осознано практически сразу после того, как начались исследования в этой области. Zwan, Wolf [1976] (далее модель Z-W) первыми провели численное моделирование магнитослоя с учетом магнитного поля. Их модель была одномерной и рассматривала одну трубку магнитного потока, движущуюся от ударной волны к магнитопаузе. Течение вещества внутри такой трубки, рассчитывалось в соответствии с законами сохранения (см. Рис.1).
При этом, несмотря на одномерность модели, она позволяла получать решения для еще двух размерностей. При пересечении ударной волны трубка сжимается и поток плазмы * начинает отворачиваться, двигаясь вдоль трубки. Временная эволюция трубки по мере ее движения от ударной волны к магнитопаузе обеспечивает вторую размерность. Третья размерность {перпендикулярно плоскости рисунка и плоскости содержащей магнитное поле) появляется вследствие разности электрического потенциала через такую трубку тока в соответствии с условием вмороженности. Одна из сложностей моделирования магнитослоя связана с линией стагнации, направленной вдоль направления тока плазмы и приходящей в подсолнечную точку магнитопаузы, в которой скорость потока должна упасть до нуля, а плотность неограниченно возрасти. В модели Z-W поток плазмы отклоняется на ударной волне вдоль направления магнитного поля прочь от линии стагнации. По мере движения трубки тока к магнитопаузе плазма в ней становится все более сжатой, магнитные трубки ш начинают накапливаться и давление магнитного поля возрастает. Для поддержания общего баланса давление плазмы должно падать и, как следствие, плазма выдавливается из магнитных трубок. Модель Z-W предсказывает монотонное уменьшение плотности от ударной волны к магнитопаузе (пунктирная линия на Рис.2). Непосредственно вблизи магнитопаузы в этой модели образуется слой, где плотность резко падает, тогда как напряженность магнитного поля возрастает. Этот слой физически представляет собой медленную моду волны разрежения. -Г—1—1 1 1 1 1 1-
N BS 0.2 0.4 0.6 0.8 MP Distance * Рис.2. Сравнение профилей плотности в магнитослое вдоль линии Солнце-Земля по моделям: Wu [1992] (сплошная линия), Zwan и Wolf [1976] (пунктиром), и Southwood и Kivelson [1995] (штрих-пунктиром). South wood и Kivelson [1995] в своей работе пересмотрели модель Z-W и сделали большой вклад в ее физическое усовершенствование. Всесторонний анализ допущений модели Z-W позволил им обнаружить ряд недостатков, искажавших физический смысл расчетов. Для устранения недостатков этой модели они ввели в рассмотрение фронт сжатия перед магнитопаузой - стоячую волну медленной моды (на Рис.2 штрих-пунктиром).
В модели Wu [1992] профиль плотности в магнитослое получался из 3-х мерного МГД расчета. Основное отличие результатов от модели Z-W заключалось в том, что в этом расчете плотность не падала от ударной волны, а сначала возрастала примерно до середины магнитослоя, и затем медленно спадала, оставаясь конечной вблизи магнитопаузы (сплошная линия на Рис.2).
Все эти модели рассматривали течение плазмы в подсолнечной области магнитослоя вблизи линии стагнации. При этом границы магнитослоя были фиксированными, а магнитопауза считалась сплошной непроницаемой поверхностью. Обзор этих и некоторых других моделей можно найти в работе Song and Russell [2002].
В последние десятилетия появился ряд других трехмерных МГД моделей (Kartalev et al., [1996], Farrugia et al., [1998]; Erkaev et al., [1999]; Sarasonov et al., [2001]; Pudovkin et al., [2001]), позволяющих учитывать более сложные эффекты, такие как, анизотропия функции распределения, ориентация межпланетного магнитного поля и ряд других. В этих моделях (кроме Kartalev et al., [1996]) форма и положение ударной волны уже не задавались фиксированными, а появлялись как часть решения, однако они рассматривали, в основном, только подсолнечную область магнитослоя и не проводили расчет для его флангов. Модель [Kartalev et al., 1996] включала в себя модель магнитосферного магнитного поля, поэтому в ней не только ударная волна появлялась как часть решения, но и также определялись форма и положение магнитопаузы в ходе вычисления баланса плазменного давления солнечного ветра и магнитного давления в магнитосфере. Кроме того, эта модель также позволяет производить расчет параметров не только в подсолнечной области магнитослоя, но и на флангах.
Тем не менее, существующие модели не учитывают временных производных в уравнениях магнитной гидродинамики и дают лишь стационарные решения для различных внешних условий в солнечном ветре. Тем самым, в конечном решении отсутствуют все "не стоячие" волны. Также, как правило, не учитываются силы связанные с магнитным полем в уравнении сохранения импульса, что приводит к отсутствию альвеновских мод в решении. Магнитогидродинамические модели неспособны описать многочисленные кинетические эффекты, возникающие в плазме и, в особенности, на ударной волне и за ее фронтом, а также, вследствие сложностей численных расчетов, в основном, рассматривают плазму в одночастичном приближении и пренебрегают анизотропией. Более подробное описание моделей Spreher et al. [1966] и Kartalev et al. [1996] с указанием их преимуществ и недостатков будет приведено в Главе 2.
Волны в магнитослое.
В идеальной линейной изотропной магнитогидродинамической теории допускается существование трех различных волновых мод, способных распространяться в среде: это быстрая магнитозвуковая, промежуточная/Альвеновская и медленная магнитозвуковая моды. Все эти моды имеют линейную дисперсию, т.е. их фазовая скорость не зависит от длины волны.
Промежуточная/Альвеновская мода не является волной сжатия и ее групповая скорость направлена вдоль направления магнитного поля. Возмущения скорости и магнитного поля параллельны (антипараллельны) друг другу и линейно поляризованы в поперечном направлении, т.е. вдоль кхВ0. Другие две МГД моды являются волнами сжатия и поляризованы в плоскости к-В0 .У быстрой магнитозвуковой моды магнитное и тепловое давление изменяются синфазно, обеспечивая возвращающую силу, которая поддерживает колебания. Медленная магнитозвуковая мода поддерживается противодействием магнитного и теплового давления, поэтому у нее вариации плотности и магнитного поля находятся в противофазе.
Поскольку плазма в магнитослое не изотропна, то описание процессов с точки зрения изотропной МГД теории может быть не совсем адекватным. Так, например, медленная магнитозвуковая мода становится зеркальной модой при превышении анизотропией некоторого порога (Schwartz et. al., [1996]):
Также очень важную роль в магнитослое играют кинетические эффекты, поскольку течение плазмы является бесстолкновительным. Кинетическая теория позволяет учитывать многочастичность плазмы, конечный ларморовский радиус, анизотропии температур, наличие пучков разных энергий и множество других эффектов, которые дают большой вклад в наблюдаемое состояние магнитослоя. В кинетическом рассмотрении частицы могут обмениваться энергией с волнами, приводя к их затуханию или раскачке. При больших значениях плазменного параметра 0, что типично в магнитослое, кинетические моды становятся совершено отличными от МГД мод - их дисперсионные кривые сильно изменяются. Включение в рассмотрение других типов частиц, пучков и анизотропии приводит к еще более сильной модификации волновых мод. Таким образом, кинетические моды крайне чувствительны к исходной функции распределения, что делает крайне трудным как их расчет, так и их идентификацию. Т.е. даже с точки зрения линейной теории гидродинамическое описание волн в магнитослое становится совершено неадекватным, в особенности при условии р>\. Если принять во внимание, что параметры плазмы и магнитного поля в магнитослое неоднородны, а колебания существенно нелинейны, то трудности решения этой проблемы становятся еще более угрожающими.
Воспроизведение подобных условий в наземных установках слишком сложно, поэтому существующие на настоящий день знания о процессах в магнитослое основаны исключительно на непосредственных наблюдениях в космосе, теоретических работах и компьютерных моделях.
В спутниковых измерениях плазмы и магнитного поля в магнитослое, как правило, наблюдаются разнообразные волны и структуры в широком диапазоне частот [Sibeck et al., 2000; Denton, 2000]. Значительная часть волновой активности магнитослоя сосредоточена в диапазоне 0.01-0.1 Гц, хотя и в других диапазонах также наблюдаются достаточно интенсивные колебания. Эти волны имеют амплитуды, превышающие 10-20% и являются нелинейными.
Существует несколько возможных источников вариаций в магнитослое. Первый из них - это непосредственно сам солнечный ветер. Однако в нем довольно редко наблюдаются интенсивные колебания в данном диапазоне частот. Процессы взаимодействия солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с околоземной ударной волной являются еще одной вероятной причиной вариаций. Во-первых, свойства солнечного ветра сильно модифицируются на ударной волне - происходит диссипация энергии направленного движения плазмы, что делает плазму нестабильной для генерации различных типов неустойчивостей и волн, а также является источником свободной энергии для раскачки различных колебаний. Во-вторых, ориентация ММП к фронту ударной волны может также существенно повлиять на уровень вариаций в магнитослое [Luhmann et al., 1986]. Еще одним вероятным источником волн является магнитопауза, поскольку магнитослой является областью, посредством которой солнечный ветер взаимодействует с границей магнитосферы. Вариации, сносимые течением к магнитопаузе, могут от нее отражаться и двигаться вверх по потоку, однако лишь волны быстрой моды могут распространяться далеко от магнитопаузы, остальные способны уйти лишь на ограниченное расстояние.
Хорошо известно, что при квазипараллельной ориентации межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне часть частиц солнечного ветра отражается от фронта ударной волны и образуется протяженная область форшока, характеризующаяся интенсивными колебаниями плотности плазмы и магнитного поля (Barnes, [1970]; Greenstadt, [1976]; Fuselier, [1994]). При этом плазма, прошедшая через фронт ударной волны, оказывается сильно сжатой, что приводит к большому росту плазменного давления, тогда как величина магнитного поля почти не меняется, поскольку на ударной волне усиливается лишь тангенциальная компонента магнитного поля, которая мала для квазипараллельных волн. Это приводит к тому, что, как правило, плазменный параметр за фронтом квазипараллельной ударной волны fi »1 и плазма сильно турбулентная (Denton, [2000]). Также вклад в вариации в магнитослое могут дать интенсивные колебания параметров в ионном форшоке, которые всегда присутствуют перед фронтом квазипараллельной ударной волны (Omidi et al., [1994]; Nemecek et ah, [1998]).
При квазиперпендикулярной ориентации частицы не могут уйти от фронта ударной волны и колебания генерируются на самой ударной волне, либо за ней. За квазиперпендикулярной волной появляется анизотропия функции распределения, поскольку энергия движения плазмы больше конвертируется в тепловую энергию перпендикулярно магнитному полю, чем параллельно ему. При такой анизотропии с Tj>Tn плазма неустойчива к возбуждению ионно-циклотронной неустойчивости и зеркальной неустойчивости [Denton, 2000].
Другим источником вариаций в магнитослое являются разрывы и ударные волны в солнечном ветре. Их взаимодействие с фронтом околоземной ударной волны в теории приводит к образованию семи разрывов: по паре разрывов для быстрой, медленной и промежуточной моды, а также контактного разрыва (Lin and Lee, [1994]; Song et al., [1999a]). В каждой паре волны будут распространяться в противоположных направлениях относительно контактного разрыва. При этом быстрая ударная волна, движущаяся вверх по потоку, сформирует новый фронт ударной волны, тогда как шесть остальных будут сноситься вниз по потоку. Из-за разностей фазовых скоростей этих волн они будут пространственно разноситься по мере распространения.
Итак, как можно видеть из весьма краткого перечисления основных процессов и явлений, наблюдаемых и активно изучаемых в области магнитослоя, имеющаяся на сегодня картина далеко не полна. Связано это, в первую очередь, с отсутствием многоспутниковых экспериментов в магнитослое, обладающих высоким временным разрешением измерений параметров плазмы и магнитного поля. Частично пробел, обусловленный отсутствием такого рода измерений, восполняется настоящей диссертационной работой, в основу которой были положены данные измерений, полученных в проекте ИНТЕРБОЛ.
Цель работы
Цель диссертационной работы - исследовать средне- и мелкомасштабные вариации потока ионов и межпланетного магнитного поля в области магнитослоя на основе анализа высокоопросных данных измерений потока ионов солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (временное разрешение не хуже 1 секунды), полученных спутником ИНТЕРБОЛ-1 в период с 1995 по 2000 год, а именно: исследовать статистические свойства средне- и мелкомасштабных вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое и сравнить их со свойствами вариаций в невозмущенном солнечном ветре и в форшоке; изучить пространственное распределение этих вариаций внутри магнитослоя для понимания роли границ в генерировании наблюдаемых колебаний; установить вероятные источники вариаций в магнитослое, используя данные многоспутниковых измерений (ИНТЕРБОЛ-1, WIND, АСЕ, GEOTAIL, IMP-8 и MAGION-4), а также оценить длины пространственной корреляции среднемасштабных структур магнитослоя; сравнивая данные спутника ИНТЕРБОЛ-1 и мониторов солнечного ветра изучить влияние внешних условий, в частности, ориентации межпланетного магнитного поля на амплитудные и частотные характеристики вариаций в магнитослое; исследовать отдельные волновые моды колебаний потока ионов и магнитного поля в магнитослое, установить их природу и условия, приводящие к их генерации.
Содержание работы
Диссертация состоит из введения, 4-х глав и заключения и содержит 114 страниц, включая 41 рисунок и 3 таблицы. Список цитируемой литературы насчитывает 82 наименования.
Во Введении сформулирована тема диссертации, обосновывается ее актуальность, а также сделан краткий обзор уже имеющихся результатов в публикациях по теме исследования. Частично этот обзор дополнен в последующих главах. Во введении также обозначены цели данной работы и направления исследований, описана структура диссертации.
В Главе 1 изложено описание используемых экспериментальных данных, методов их получения, некоторые сведения о конструкции приборов. Также рассматриваются методы анализа спутниковых измерений и способы решения поставленной задачи.
В Главе 1 изложены результаты сравнительного анализа статистических свойств средне- и мелкомасштабных вариаций потока ионов солнечного ветра и межпланетного магнитного поля в областях невозмущенного солнечного ветра, форшока и магнитослоя Земли. Проведено сопоставление реальных измерений в магнитослое с результатами численных расчетов газодинамической и магнитогидродинамической моделей. Для оценки пространственных масштабов турбулентности проведено сравнение одновременных измерений в магнитослое на нескольких космических аппаратах и сравнение их с измерениями в невозмущенном солнечном ветре. Изучено пространственное распределение мелкомасштабных вариаций параметров внутри магнитослоя.
В Главе 3 приведены результаты исследования (как на примере отдельных событий, так и статистически) зависимости мелкомасштабных вариаций потока ионов и магнитного поля в магнитослое от внешних условий, в частности от ориентации межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне. Приведены результаты применения статистического, корреляционного и спектрального методов анализа вариаций в солнечном ветре, форшоке и магнитослое.
В Главе 4 приведены результаты исследования колебаний магнитного поля большой амплитуды и колебаний плазмы за квазиперпендикулярной ударной волной. Изучались волновые свойства этих колебаний, в том числе поляризация, спектральные особенности, корреляции с вариациями потока, волновые векторы и др.
В Заключении подведены итоги, сформулированы основные результаты и выводы работы.
Измерения плазмы и магнитного поля на аппаратах WIND, GEOTAIL и IMP-8
Прибор ФМ-ЗИ был предназначен для измерения трех компонент вектора магнитного поля одновременно в двух различных диапазонах по амплитуде сигнала: ±200 пТ (разрешение по амплитуде 0.1 пТ) и ±1000 пТ (разрешение по амплитуде 1 пТ). Измерения в этих диапазонах осуществлялись независимо двумя идентичными магнитометрами Ml и М2, соответственно. Каждый магнитометр состоял из трехосного феррозондового датчика и блока обработки, содержащего аналоговые и цифровые платы. Оба блока были конструктивно объединены в один модуль, размещенный в термоконтейнере спутника ИНТЕРБОЛ-1.
Феррозондовые датчики Ml и М2 были размещены на немагнитной штанге, закрепленной на конце одной из солнечных панелей спутника. Каждый из датчиков состоял из трех чувствительных элементов, выполненных на основе кольцевых ферромагнитных сердечников, объединенных в правую ортогональную измерительную систему. Все чувствительные системы возбуждались переменным током накачки с частотой, равной нескольким килогерцам. На измерительной обмотке каждого из сердечников в результате взаимодействия между магнитным полем, индуцированным током накачки, и внешним (измеряемым) магнитным полем появлялся сигнал с удвоенной частотой накачки, амплитуда которого пропорциональна амплитуде внешнего магнитного поля. Коэффициенты преобразования составляли 50 мВ/нТ и 5 мВ/нТ для датчиков Ml и М2 соответственно. С выходов датчиков сигналы в аналоговой форме передавались в блоки обработки, где они усиливались, детектировались, фильтровались, преобразовывались в цифровую форму и транслировались на вход процессорных плат.
Аналоговый сигнал в магнитометре Ml оцифровывался со скоростью 128 векторов в секунду. После программного усреднения данные этих измерений поступали на вход телеметрической системы ССНИ со скоростью 16 векторов в секунду. Сигнал с выхода датчика М2 оцифровывался в блоке обработки с постоянной скоростью 0.3 вектора в секунду, С этой скоростью данные передавались в систему контроля ориентации спутника и, параллельно, в телеметрическую систему МРК.
Магнитометр Ml мог функционировать в нескольких различных режимах работы: измерение внешнего магнитного поля, калибровка датчика (подача на вход постоянного сигнала), контроль преобразования "аналог-цифра", контроль правильности поступающих радиокоманд. Магнитометр М2 всегда работал в одном и том же режиме. Скорость передачи информации и формат выходных данных определялись режимами работы системы контроля ориентации спутника.
В период работы спутника ИНТЕРБОЛ-1 на орбите в различных областях околоземного пространства находилась целая флотилия аппаратов, скоординированных в рамках единой программы по изучению всей цепочки солнечно-земных связей. Это и исследование процессов на Солнце — в его фотосфере и короне, и исследование распространения солнечного ветра и различных возмущений и выбросов от Солнца в межпланетное пространство, а также изучение механизмов взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли, процессов внутри магнитосферы и ионосферы. Такое тесное сотрудничество позволило проследить всю динамику процессов в плазме: начиная от их происхождения на Солнце, развитие в межпланетном пространстве и вплоть до взаимодействия с магнитосферой Земли и диссипацию энергии этого взаимодействия внутри магнитосферы. По этой причине, период функционирования спутника ИНТЕРБОЛ-1 (1995-2000) оказался уникальным в смысле богатства накопленного экспериментального материала для исследования процессов в межпланетной и магнитосферной плазме, причем на масштабах от тысяч до миллионов километров. И тем более этот период стал уникальным для проведения систематического исследования процессов внутри магнитослоя, поскольку впервые оказалось возможным проводить сопоставление в каждый момент времени измерений внутри магнитослоя с измерениями в невозмущенном солнечном ветре. Причем эти измерения были доступны не только с удаленных (в точке либрации L1) спутников WIND или АСЕ, но и (в отдельных событиях) с более близких аппаратов Geo tail и IMP 8. Более того, за 5-летний период работы спутника ИНТЕРБОЛ-1 можно отобрать немало примеров одновременного нахождения сразу нескольких аппаратов внутри магнитослоя, что позволяет проследить динамику распространения плазмы в этой малоизученной области.
Использование в данной работе измерений других космических аппаратов, функционировавших на орбите одновременно со спутником ИНТЕРБОЛ-1, позволило отделять временные изменения параметров плазмы и магнитного поля от пространственных, исследовать пространственные масштабы турбулентности плазмы, а также проводить одновременный мониторинг условий в невозмущенном солнечном ветре при изучении процессов в магнитослое. Приведем кратко описания нескольких аппаратов, данные которых активно использовались в этой работе.
Американский космический аппарат WIND был запущен 1 ноября 1994 года на сложную петлеобразную орбиту с двумя фокусами: в центре притяжения Земли и в точке либрации L1 (около 1,5 миллиона км от Земли). Орбита лежит приблизительно в плоскости эклиптики, но все же WIND удаляется от нее на +30 RE. Запуск КА WIND состоялся в рамках общей международной программы по исследованию солнечно-земных связей (ISTP). Спектр задач исследований у WIND следующий: мониторинг межпланетной среды на значительном удалении от Земли в сторону Солнца (около 1 часа движения солнечного ветра до Земли), измерение параметров солнечного ветра, включая измерение модуля и направления ММП, измерение плазменных волн и регистрация энергичных частиц [McDowell, 1997].
Японо-американский спутник GEOTAIL был запущен 24 июля 1992 года. Основной целью проекта являлось изучение структур и динамики в хвосте магнитосферы Земли. Для этой цели орбита спутника была рассчитана таким образом, чтоб аппарат пересекал хвост магнитосферы при различных значениях координат на расстоянии от 8 RE до 210 RE от центра Земли. Также эта орбита позволяла изучать границу земной магнитосферы (магнитопаузу) за счет нахождения спутника вблизи этой области в течение достаточно длительных периодов времени. После ряда маневров, предпринятых в 1994 и 1995 годах, орбита спутника GEOTAIL имеет вид эллипса с осями 9 RE и 30 RE, наклоненного к плоскости эклиптики на 7 , что обеспечило долгое нахождение аппарата в солнечном ветре. Для выполнения своей научной задачи на спутнике размещены семь комплексов приборов, из которых нами использовались данные трех: MGF (комплекс приборов для изучения магнитного поля) и LEP/CPI (два комплекта приборов для изучения плазмы).
Американский космический аппарат IMP 8 был выведен на около-круговую орбиту с радиусом около 35 RE 26 октября 1973 года. От плоскости эклиптики IMP 8 удаляется на расстояния от -31 до 26 RE. IMP 8 проводит около двух третей времени на своей орбите в области солнечного ветра и одну треть - в магнитослое и магнитосфере Земли. На протяжении более 28 лет IMP 8 обеспечивает мониторинг околоземного пространства, измеряет, параметры плазмы солнечного ветра и ММП с временным разрешением около 1 минуты и предоставляет прекрасную возможность исследовать как короткопериодические вариации в солнечном ветре, так и долгопериодические на протяжении уже более двух солнечных циклов [McDowell, 1997].
Сравнение интенсивности низкочастотных и высокочастотных вариаций в солнечном ветре и 8 магнитослое
Пространственные размеры магнитослоя сравнительно невелики: расстояние от магнитопаузы до ударной волны составляет -2-Й RE подсолнечной области и 10 RE на флангах, а максимальная протяженность вдоль направления Земля-Солнце, которая будет доступна для анализа, не будет превышать -30 RE (вследствие ограниченности орбиты спутников). Принимая скорость течения плазмы в магнитослое 200km/s, такие размеры будут соответствовать характерным временам распространения структур -1+30 мин., которые, по всей видимости, можно принять за внешние масштабы турбулентности магнитослоя. По этой причине более медленные процессы можно целиком отнести на счет возмущений самого солнечного ветра и ограничиться рассмотрением лишь процессов с меньшими временами. Разделим весь класс возможных явлений на два временных масштаба (достаточно условно): в дальнейшем будем называть высокочастотными (или мелкомасштабными) - вариации параметров с характерными временами 1-60 секунд, а низкочастотными (или среднемасштабными) - с временами 1-60 минут. Таким образом, можно полагать, что низкочастотные (НЧ) вариации являются модификацией крупно- и среднемасштабных колебаний солнечного ветра, а также отражением процессов связанных с взаимодействием солнечного ветра с границами магнитослоя, тогда как высокочастотные (ВЧ) вариации целиком принадлежат внутренним масштабам турбулентности плазмы в магнитослое. ВЧ вариации являются отражением более быстрых процессов; они, вероятно, обусловлены диссипацией энергии солнечного ветра внутри магнитослоя и являются проявлением турбулентности плазмы в магнитослое.
Как правило, значительная часть низкочастотных колебаний (особенно внезапные изменения) потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое являются его откликом на изменения внешних условий - набегающего потока солнечного ветра и межпланетного магнитного поля. Эти изменения — будь то межпланетные ударные волны, секторные границы, МГД-разрывы, либо границы структур солнечного ветра, сопровождающиеся изменениями параметров плазмы и межпланетного магнитного поля - все они естественным образом приводят к изменению соответствующих параметров в магнитослое.
На Рис.2.1 представлен пример одновременных измерений потока ионов в магнитослое по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1 (черным цветом) и в невозмущенном солнечном ветре по данным спутника WIND (серым цветом) 20 марта 1997г. Временное разрешение данных ИНТЕРБОЛ-1 составляет 1 мин, данных WIND - 92 сек.
Измерения представлены в разных шкалах: левая шкала соответствует данным ИНТЕРБОЛ-1, правая - WPND. Данные потока WIND представляют собой произведение измерений плотности на скорость на этом аппарате. Измерения на спутнике WIND сдвинуты на время распространения солнечного ветра до спутника ИНТЕРБОЛ-1, определяемое из расстояния между аппаратами вдоль линии Солнце-Земля и величины переносной скорости солнечного ветра, измеренной на аппарате WIND. В данном примере это время составляет 75 мин.
В начале рассмотренного интервала Интербол-1 находился в невозмущенном солнечном ветре, затем около 12:10 UT пересек фронт ударной волны и оказался в магнитослое. Как видно из Рис.2.1, сразу после пересечения ударной волны величина потока скачкообразно увеличивается почти в 2.5 раза. Это находится в качественном соответствии с общепринятыми представлениями о свойствах течения плазмы в магнитослое, поскольку на фронте ударной волны происходит диссипация энергии направленного движения плазмы, что приводит к увеличению таких параметров как плотность, температура и магнитное поле, тогда как скорость течения плазмы падает и поток поворачивается, обтекая поверхность магнитопаузы (см., например, газодинамическую модель Спрайтера [1966]). При этом видно, что поток в магнитослое претерпевает серию НЧ возмущений - возрастаний и спадов на величины более 10%. Как видно из сопоставления с измерениями на спутнике WIND данные возмущения обусловлены НЧ возмущениями потока солнечного ветра. Хотя можно заметить некоторое несоответствие в деталях этих возмущений, однако причинно-следственная связь между ними прослеживается в рассмотренном примере достаточно четко.
Однако в магнитослое также могут возникать довольно интенсивные колебания параметров в широком диапазоне частот, никак не отражающие колебания этих параметров в солнечном ветре.
Рассмотрим один из характерных примеров интенсивных вариаций параметров в магнитослое Земли. На Рис.2.2 представлены измерения потока ионов и модуля магнитного поля по измерениям в магнитослое 27 февраля 1997 г. на спутнике ИНТЕРБОЛ-1. При этом на верхних панелях представлены среднемасштабные (низкочастотные) вариации параметров на протяжении 2.5 часов. Временное разрешение данных составляет 1 минуту. Для сравнения с мелкомасштабными (более высокочастотными) вариациями, из исходных данных был произвольно выбран 4-х минутный интервал и для него приведены измерения с временным разрешением 1 секунда (эти данные представлены на нижних панелях). Также, для сравнения приведены одновременные измерения в невозмущенном солнечном ветре, полученные на спутнике WIND. Временное разрешение этих данных составляет 92 секунды. При этом, как и в предыдущем примере, данные WIND сдвинуты на время распространения плазмы к спутнику ИНТЕРБОЛ-1, которое составляло -50 минут.
Из примера видно, что в магнитослое на данном интервале средние значения потока ионов в 1.5 раза, а модуля магнитного поля в 2.5 раза превышают их значения в невозмущенном солнечном ветре. Однако самым главным признаком магнитослоя является то, что в нем почти всегда значения и потока ионов, и модуля магнитного поля (а также и его направления) испытывают резкие (с характерными временами от единиц секунд до десятков минут) и очень большие (от десятков до сотен процентов) вариации. Причем эти вариации значительно (часто в несколько раз) превышают одновременные флуктуации этих параметров в невозмущенном солнечном ветре. Как видно на верхних панелях Рис. 2.2, изменения исследуемых параметров в солнечном ветре невелики, тогда как в магнитослое параметры сильно и довольно хаотично флуктуируют, колебания имеют разнообразные частоты и амплитуды и не являются отражением изменений в солнечном ветре.
Статистика вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в зависимости от угла еВп.
Еще одна гипотеза [Sibeck and Gosling, 1996] относительно происхождения вариаций параметров в магнитослое основывается на том, что вариации скорости, плотности и магнитного поля в солнечном ветре не только усиливаются при пересечении ударной волны, но и могут приводить к движению всей области магнитослоя как целого. Как известно, положение внешней границы магнитосферы - магнитопаузы, обусловлено балансом давлений магнитного поля Земли с одной стороны и газодинамическим давлением потока плазмы солнечного ветра с другой. Положение ударной волны также определяется параметрами плазмы, в частности, значениями чисел Маха и показателем адиабаты. Поскольку течение солнечного ветра нестационарно, то положение и форма магнитопаузы, а также положение ударной волны относительно нее будут также изменяться, а, следовательно, вся область магнитослоя будет двигаться в ответ на внешние изменения. В то же время, распределение параметров внутри магнитослоя сильно неоднородно - в подсолнечной области плазма сильнее сжата и замедлена вблизи магнитопаузы и слабее сжата у ударной волны, на флангах сжатие сильнее вблизи ударной волны, тогда как возле магнитопаузы плазма даже разрежена по сравнению со значениями в солнечном ветре [Spreiter et al., 1966]. Таким образом, существует неоднородность в двух направлениях: направлении ударная волна - магнитопауза и подсолнечная область - фланг. Таким образом, смещения области магнитослоя относительно сравнительно медленного спутника (скорость спутника ИНТЕРБОЛ-1 вблизи апогея не превышала 4 км/с) в ответ на изменяющиеся параметры солнечного ветра должны приводить к тому, что спутник будет сканировать различные участки магнитослоя, в которых распределение параметров очень неоднородно. Тем самым может достигаться дополнительный эффект вариаций параметров. Однако являются ли газодинамическое усиление вариаций солнечного ветра на ударной волне, а также сканирование спутником неоднородного магнитослоя под воздействием внешних изменений основными причинами наблюдаемых вариаций в магнитослое? Ниже будет проведена проверка этой гипотезы. 2.4. Сопоставление измерений с газодинамическими моделями.
Рассмотрим, каким образом вариации параметров в солнечном ветре могут приводить к вариациям в магнитослое с точки зрения газодинамических и МГД-моделей. Данные модели позволяют учитывать не только изменение параметров солнечного ветра при пересечении ударной волны и движении внутри магнитослоя, но и описанный выше эффект сканирования магнитослоя в ответ на изменения в солнечном ветре. Таким образом, используя адекватную модель магнитослоя можно выделить а измерениях те процессы, которые обусловлены исключительно эффектами газодинамики и магнитной гидродинамики, оценить пределы применимости моделей и их возможностей и понять являются ли вариации магнитослоя эффектами преимущественно магнитогидродинамическими или же проявлением турбулентности плазмы и при их изучении необходимо подходить с позиций кинетики. Впервые газодинамическое описание распределения параметров плазмы внутри магнитослоя было дано Спрайтером и др. в 1966 году [Spreiter et al., 1966] и позднее несколько усовершенствовано [Spreiter et al., 1980]. Ими были получены распределения линий тока, а также контуров постоянной плотности, скорости и температуры в области перед "твердой" магнитопаузой, обдуваемой сверхзвуковым потоком газа при различных значениях чисел Маха и показателя адиабаты 7- Форма магнитопаузы задается фиксированным уравнением кривой и далее предполагается, что вся ее поверхность является поверхностью вращения данной кривой. Рис.2.5 демонстрирует результаты расчетов данной модели Спрайтера. Здесь представлены распределения контуров постоянной плотности, скорости и температуры в магнитослое. Все величины нормированы на значения параметров в солнечном ветре, то есть предполагается, что значения температуры, плотности и скорости в солнечном ветре равны единице и, таким образом, можно наблюдать во сколько раз изменяется тот или иной параметр в магнитослое, по сравнению с солнечным ветром. Координаты нормированы на расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы. Представленные распределения получены для значений числа Маха М=8 и показателя адиабаты 7 5/3, т.е. типичных значений наблюдающихся в солнечном ветре. Sfvock wove .0 1.0 Из Рис.2.5 видно, например, что в подсолнечной области магнитослоя плотность превышает в 4 раза, а температура в 20 раз их значения в солнечном ветре, тогда как скорость в десятки раз меньше и быстро спадает при приближении к магнитопаузе. На флангах эти эффекты проявляются более слабо: плотность в 1.5-2 раза, а температура в 10 раз превышают их значения в солнечном ветре, тогда как скорость падает лишь на 20-30%, причем контуры постоянной скорости ориентированы почти поперек магнитослоя, т.е. скорость слабо меняется по мере приближения к магнитопаузе.
Столь неоднородное распределение параметров приводит к тому, что даже если предположить, что условия в солнечном ветре абсолютно неизменны, то медленно движущийся в магнитослое спутник, в зависимости от текущего положения орбиты, будет пересекать различные области магнитослоя. В результате будет получен некий срез распределения параметров в магнитослое вдоль траектории спутника. Возмущения солнечного ветра приведут не только к изменению распределения параметров внутри магнитослоя, но и к движению магнитослоя как целого относительно медленно смещающегося аппарата, который будет сканировать различные области магнитослоя. Это наложит многочисленные возмущения на профиль измерений.
Для проверки этой гипотезы было проведено сопоставление измерений на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 с результатами предсказания модели Спрайтера. При этом была разработана следующая методика. Поскольку все параметры модели нормированы на их значения в солнечном ветре, то данные измерений в магнитослое на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 в каждый момент времени нормировались на измерения внешнего монитора солнечного ветра. Как и ранее, в качестве таких мониторов использовались спутники WIND и АСЕ, а их измерения сдвигались на время распространения плазмы к положению спутника ИНТЕРБОЛ-1. Поскольку все координаты в модели нормированы на расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы, а набегающий поток плазмы считается направленным вдоль оси ОХ, то необходимо было привести координаты ИНТЕРБОЛ-1 к той же системе. Для нахождения расстояния Ds от Земли до подсолнечной точки магнитопаузы, использовалась эмпирическая модель Shue [1998].
Анализ измерений 06 сентября 1998 г.
Как уже ранее упоминалось в этой главе, распределение параметров в магнитослое очень неоднородно. Следовательно, в разных частях магнитослоя должны складываться условия, которые благоприятны для возбуждения тех или иных типов неустойчивостей. Существует ряд гипотез о происхождении вариаций в магнитослое. Наряду с упоминавшимися ранее, некоторые из них в качестве источников вариаций рассматривают границы магнитослоя - ударную волну и магнитопаузу (Song et al., [1992]; Omidi et al., [1994]; Seon et al., [1999]). Исходя из общих соображений можно предположить, что если существует локализованная область генерации НЧ и ВЧ колебаний, то в этой области, а также вблизи нее, вариации должны быть интенсивнее, чем в других частях магнитослоя и они будут распространяться вместе с течением плазмы затухая в зависимости от условий внутри магнитослоя, В принципе, нельзя априори исключить и возможности, что вариации будут напротив усиливаться по мере распространения внутри магнитослоя, однако подобных случаев в нашей практике не встречалось.
В этом разделе статистически исследуется распределение амплитуд ВЧ (1-60 сек) вариаций потока ионов в зависимости от положения исследуемой области относительно границ магнитослоя. Всего рассмотрено около 45 пересечений магнитослоя спутником ИНТЕРБОЛ-1 на двух флангах (утреннем и вечернем) в 1997 году. Брались только фланговые пересечения в периоды январь-март 1997г. и август-октябрь 1997г., для которых координаты Х 4 RE (чтобы исключить подсолнечные области, где течение плазмы сильно отвернуто от линии Земля-Солнце и прибор ВДП регистрирует лишь часть потока). Для этих пересечений рассчитывались величины SD и RSD потока на 1-минутных интервалах. Всего было набрано около 15400 интервалов, которые затем группировались в зависимости от положения внутри магнитослоя.
Для такой группировки необходимо было использовать модель, которая позволила бы для каждого интервала измерений в магнитослое предсказать положения магнитопаузы и ударной волны. В качестве такой модели использовалась модель Спрайтера (Spreiter et al., [1966]; Spreiter et al., [1980]), которая с достаточной степенью точности прогнозирует положения границ, а также дает распределение линий тока плазмы в магнитослое. Использовалась та же процедура сопоставления с моделью Спрайтера, что уже была рассмотрена выше в разделе 2.4.1. То есть, в каждый момент времени координаты спутника в системе GSE нормировались на величину Ds равную расстоянию от Земли до подсолнечной точки магнитопаузы, а также поворачивались вокруг оси OZ для более точного сопоставления с моделью Спрайтера вследствие вращения Земли вокруг Солнца. Эти нормированные и повернутые координаты ( ,1 ,2 ) (или точнее (XM)RM) поскольку модель двумерная, где RM - - / + 2гм ) могут быть непосредственно подставлены в модель: через точку (XM,RM) строилась нормаль к модельной магнитопаузе, определялись расстояния от места положения аппарата до модельной магнитопаузы Lx и от аппарата до ударной волны L2 вдоль этой нормали. Тем самым можно найти относительное положение DM спутника внутри магнитослоя как: /) =. ,/( ,+1 )-100%. Как видно из формулы, значение DM для спутника, находящегося вблизи магнитопаузы, будет близко к 0%, а для спутника вблизи ударной волны Du будет близко к 100%.
Далее поперечный профиль магнитослоя разбивался на 10 участков, и внутри каждого проводилось усреднение величин потока, SD и RSD - отдельно для утреннего и вечернего флангов. Для того чтобы минимизировать влияние возмущений плазмы в солнечном ветре на значения потока в магнитослое измерения потока ионов на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 нормировались на одновременные значения потока в солнечном ветре, которые измерялись на спутнике WIND. Такая нормировка позволит также исключить временную зависимость величин потока ионов в магиитослое от условий в солнечном ветер, поскольку при статистическом исследовании данные берутся в различные периоды времени и часть измерений может оказаться в период повышенной/пониженной интенсивности солнечного ветра. Эти нормированные значения представляют собой коэффициенты сжатия потока FCC, которые показывают во сколько раз поток ионов в области нахождения спутника увеличивается по сравнению с потоком в невозмущенном солнечном ветре,
На Рис.2.14 представлены распределения нормированных величин потока ионов FCC (черным цветом) и его значений SDFCC (красным) и RSDpcc (синим цветом) поперек магнитослоя, отдельно для вечернего и утреннего флангов. Как и ранее значения SDFCC, RSDpcc рассчитывались на 1-минутных интервалах из данных с 1-секундным временным разрешением, то есть по 60 точкам. Значения RSDpcc будут совпадать со значениями RSD самого потока ионов, поскольку измерения аппарата WIND имеют временное разрешение 92 секунды, поэтому данные спутника ИНТЕРБОЛ-1 на каждом 1-минутном интервале будут фактически нормироваться на константу.
Существует некоторый разброс точек внутри отдельных интервалов, однако ошибки определения параметров FCC и SDFCC не оказывают существенного влияния на конечный результат. Как видно из графиков, нормированный поток возрастает от магнитопаузы к ударной волне на обоих флангах. Этот результат хорошо согласуется с результатами газодинамической модели Спрайтера. Так из Рис.2.5 видно, что скорость поперек магнитослоя изменяется незначительно, тогда как плотность во фланговых областях магнитослоя примерно в 2 раза выше вблизи ударной волны, чем вблизи магнитопаузы. Тем не менее, поперечные профили FCC отличаются на двух флангах. Если на вечернем фланге нормированный поток возрастает примерно от 1.0 до 1.9, то на утреннем он возрастает от 0.9 до 1.6. Профиль величин SDFCC почти неизменен поперек магнитослоя на обоих флангах, однако на утреннем фланге значения SDFCC несколько выше (-15%), чем на вечернем. То есть вариации на утреннем фланге в среднем более интенсивны, чем на вечернем, даже несмотря на то, что поток на утреннем фланге был меньше. Это указывает на некоторую асимметрию двух флангов магнитослоя, что уже отмечалась в работах Paularena et al., [2001 ]; Nemecek et al., [2002]. Значения RSD, в соответствии с поведением SDFCC И FCC спадают от магнитопаузы к ударной волне. В среднем, амплитуда относительных вариаций составляет около 8-9%. Видно, что хотя средние значения нормированного потока на утреннем фланге оказались ниже, чем на вечернем, амплитуда вариаций здесь наоборот несколько выше. Тем не менее, распределения быстрых вариаций SDFCC почти постоянны поперек магнитослоя и не обнаруживают значительного роста вблизи магнитопаузы или ударной волны. То есть, быстрые вариации в магнитослое либо рождаются внутри него самого более-менее однородно по всей области, либо возникают на ударной волне и затем сносятся почти без затухания вниз по потоку. Некоторое возрастание SDFCC ПО направлению к ударной волне все-таки наблюдается на утреннем фланге, что может служить аргументом в пользу последней гипотезы, так как солнечный ветер распространяется примерно вдоль линии Солнце-Земля, поэтому единственным источником асимметрии в солнечном ветре является ориентация межпланетного магнитного поля, которая наклонена к линии Земля-Солнце, в среднем, на угол около 45 {Веселовский и Торсина, [2001]). Взаимодействие межпланетного магнитного поля с околоземной ударной волной, по-видимому, и способно дать вклад в наблюдаемый эффект усиления вариаций на утреннем фланге.
