Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Изучение процессов проникновения плазмы в магнитосферу через касп и магнитопаузу . 11
1.1. Обзор «классических» представлений о процессах переноса на границе магнитосферы. 12
1.2. О роли турбулентности и сильной нелинейности в критических областях на магнитопаузе . 49
1.3. Основные исследуемые области в районе внешнего каспа. 54
1.4. Анализ сигналов методом вэйвлетов. 57
1.5.Об экспериментальных методах измерения характеристик космической плазмы. 59
Глава 2. Общие свойства высокоширотной магнитопаузы и турбулентного погранслоя . 60
2.1. Пересечения магнитопаузы на высоких широтах и турбулентного погранслоя: от Прогноза-8 до Кластера . 61
2.2.Зависимость от параметров солнечного ветра. 117
2.3. «Диамагнитные полости» и нагрев плазмы из магнитослоя. 121
2.4.Об альвеновской природе поперечных колебаний на границе магнитосферы. 123
Глава 3. Топология перехода магнитослой - касп и проникновение солнечной плазмы в магнитосферу . 127
3.1.Зависимость Зон флуктуации от угла наклона геомагнитного диполя. 128
3.2. Разная топология горловины каспа по данным Интербола-1, Полара и измерениям в солнечном ветре . 132
3.3.Статистика регистрации застойных зон над каспом и «плазменных облаков» во внешнем каспе. 137
3.4. Динамическое взаимодействие потока плазмы с «плазменными облаками» на внешней границе каспа. 143
Глава 4. Многомасштабные и когерентные процессы вблизи дневной магнитопаузы . 148
4.1. Нелинейные каскады и когерентные структуры вблизи турбулентного погранслоя. . 149
4.2.Микро и макро пересоединение магнитного поля на деформированной магнитопаузе и заполнение магнитосферы солнечной плазмой. 193
4.3.Влияние солнечного ветра и магнитослоя на процессы в турбулентном погранслое. 205
Глава 5. Возмущения и проникновение плазмы на границе ближнего хвоста магнитосферы . 220
5.1. Многоспутникокое исследование проникновения плазмы при горизонтальном межпланетном магнитном поле . 221
5 2 Возмущения вниз по течению За каспом. 240
5.3.Средние и низкие широты. 248
Глава 6. О роли ионно-циклотронных и более высокочастотных волн . 261
6.1.О природе и роли ионно-циклотронных волн. 262
6.2.Волны в нижнегибридном диапазоне и между нижнегибридной и электронно-циклотронной частотами. 273
Глава 7. Физические аспекты взаимодействия потока плазмы с магнитосферным препятствием . 289
7.1.Резюме измерений. 290
7.2.Исследование статистических свойств турбулентности в ТЛС. 305
7.3.Сравнение с кинетическим моделированием тонких токовых слоев. 310
7.4.Процессы переноса и нагрев ионов в турбулентном погранслое и застойной области над каспом. 317
7.5.Ускорение струй в магнитослое и бесстолкновительное взаимодействие типа плазма-плазма. 326
7.6.Подход к взаимодействию магнитослоя с внешней магнитосферой как к сложной нелинейной системе. 345
Заключение.
Литература'.
- О роли турбулентности и сильной нелинейности в критических областях на магнитопаузе
- Пересечения магнитопаузы на высоких широтах и турбулентного погранслоя: от Прогноза-8 до Кластера
- Разная топология горловины каспа по данным Интербола-1, Полара и измерениям в солнечном ветре
- Многоспутникокое исследование проникновения плазмы при горизонтальном межпланетном магнитном поле
Введение к работе
Актуальность проблемы
Проблематика физики преобразования энергии и переноса массы в турбулентной среде, включая бесстолкновительную плазму, привлекает в последнее время пристальный интерес исследователей. Решение ряда практических задач, таких как изучение космической погоды, удержание лабораторной, в том числе термоядерной, плазмы, повышение надежности радиосвязи и др., невозможно без углубления нашего понимания гелиосферы и ее взаимодействия с магнитосферой Земли.
Изучение турбулентных процессов, включающих образование когерентных структур, является одним из злободневных направлений современной физики и прикладных исследований. Многоточечные комплексные экспериментальные исследования особенно важны для плазмы, которая имеет
большое количество внутренних степеней свободы, что осложняет построение теоретических и численных нелинейных моделей. Как известно, при высокой стабильности общего потока солнечной энергии корпускулярное излучение Солнца -солнечный ветер - значительно варьируется в зависимости от структуры и динамики солнечной короны и ее магнитного поля. Солнечный ветер взаимодействует с магнитным полем Земли, образуя земную магнитосферу. В целом магнитосфера сохраняет форму искаженного диполя с вытянутым в антисолнечном направлении магнитным хвостом, однако локальная форма границы и топология пограничных слоев может критически зависеть от направления межпланетного магнитного поля (ММП) и наклона геомагнитного диполя по отношению к набегающему потоку. На определение структуры перехода от ламинарного потока к стабильной плазме внутри магнитосферной ловушки через турбулентный погранслой и были направлены основные усилия при исследованиях.
Процесс пересоединения на границе магнитосферы, где образуется конфигурация с противоположно направленными магнитными полями, протекает спорадически и далеко не всегда определяется динамическим давлением солнечного ветра и ММП: существует, например, необъясненная периодичность исследуемых в данной работе явлений с частотой 1-10 мГц, определяемая процессами в пограничной области магнитосферы. Хотя нарушение вмороженности плазмы и изменение топологии геомагнитного поля (т.е. пересоединение вмороженных в плазму магнитных силовых линий) очевидны из наличия пограничных слоев и особенно полярного каспа в области бифуркации магнитного поля над полюсами, вопрос о последовательности преобразования энергии потока солнечной плазмы за головной ударной волной (и, соответственно, о механизмах проникновения плазмы внутрь геомагнитной ловушки) остается открытым. Господствовавшая последние 20 лет точка зрения о доминировании процессов аннигиляции энергии сжатого у границы магнитосферы магнитного поля в
ходе пересоединения подвергается в настоящее время
обоснованному сомнению - взаимодействие с горловиной каспа
и с отраженными от магнитопаузы волнами способно вызвать
сначала хаотизацию кинетической энергии потока, а потом, при
достижении каскадом нелинейных возмущений масштабов
ионного гирорадиуса, - вторичное пересоединение. Решение
этой актуальной задачи, которой уделяется значительное место
в диссертации, должно помочь также ответить на вопрос: где же
основная часть плазмы проникает внутрь магнитосферы - в
области полярных каспов или в области ламинарного
пересоединения магнитных полей, направленных
противоположно на гладкой магнитопаузе.
Околоземная и межпланетная среда являются уникальной природной лабораторией, где доступно непосредственное изучение бесстолкновительной плазмы, в условиях, которые не достижимы на Земле, но характерны для многих астрофизических объектов. На основе локальных измерений, выполняемых на космических аппаратах, возможно изучение физических механизмов ускорения и нагрева частиц, конверсии магнитной энергии, а также самоорганизации сложных систем, включающих плазму и магнитное поле. Знание динамики магнитосферы и механизмов ее взаимодействия с солнечным ветром и ММП позволит проводить прогноз космической погоды и принимать необходимые защитные меры.
Ввиду недостаточного понимания процессов
турбулентного нестационарного переноса плазмы через границы природных и лабораторных магнитных ловушек актуальным остается экспериментальное исследование в нескольких пространственных точках на границе земной магнитосферы.
Цель работы состоит в экспериментальном изучении (по данным измерений на космических аппаратах) физики нелинейных процессов и переноса плазмы на границе магнитосферы Земли (дневная сторона и ближний геомагнитный хвост). При этом основное внимание уделяется
нестационарным волновым взаимодействиям, и, в частности, исследованию:
1) топологии и энергетики турбулентного погранслоя
(ТПС);
природы и роли отраженных и нарастающих в потоке волн в хаотизации набегающего потока и в нагреве частиц;
зависимости характера процессов в погранслое от параметров солнечного ветра и ММП, а также свойств, им внутренне присущих;
4) диффузии плазмы за счет турбулентности и
просачивания сквозь структурированную границу по сравнению
с проникновением в результате ламинарного пересоединения
магнитных полей.
Новизна работы
В диссертации обобщены результаты, полученные автором в процессе экспериментальных исследований в период с 1980 по 2004 год. Основная их часть отвечает критерию новизны. К ним относятся выводы:
1) о заполнении дневной магнитосферы солнечной
плазмой за счет диффузии в ТПС и просачивания плазмы
сквозь структурированную границу на основе статистических
данных по возмущениям в ТПС;
2) о разной топологии горловины каспа для
положительного (к Солнцу) и отрицательного наклонов
геомагнитного диполя;
3) об одновременном пересоединении силовых линий на
дневной магнитопаузе на глобальных масштабах вдали от каспа
и на средних масштабах в горловине каспа в местах
антипараллельных полей, а также о микропересоединении по
всему ТПС;
4) о доминировании в ТПС каскадов кинетических
альвеновских волн с двумя характерными наклонами в спектре
мощности;
5) об ускорении магнитозвуковых струй в магнитослое
механизмом типа Ферми за счет инерционного дрейфа
налетающих частиц в электрическом поле волновых пакетов на границе замедленного потока в погранслое;
6) о возможности деформации границы ускоренными
магнитозвуковыми струями и последующего вынужденного
пересоединения деформированных магнитных полей;
7) о термализации потока в ТПС не только в горловине
каспа, но и вниз по потоку за ним.
Также впервые были обнаружены и изучены:
1) динамический нестационарный режим обтекания
ламинарным потоком погранслоя с большим тепловым
давлением ионов, в котором в магнитослое образуются
ускоренные до магнитозвуковои скорости струи и замедленные
альвеновские течения;
2) свойства перемежаемости флуктуации в ТПС;
3) возмущения в ТПС на масштабах электронного
гирорадиуса и инерционной длины.
Практическая и научная ценность работы Разработанный подход к взаимодействию магнитослоя и магнитосферы как к сложной многомасштабной нелинейной системе позволяет направить будущие исследования в новое русло, связанное с созданием нелинейных моделей турбулентного погранслоя и всего дневного магнитослоя для адекватного предсказания их поведения. Для предсказаний важно учесть динамическую реакцию течения в магнитослое на такие возмущения, как разрывы в солнечном ветре и взаимодействие с отраженными волнами на внешней границе магнитослоя. Это можно сделать, например, введением соответствующих модельных цепей задержки в будущих интегрированных количественных моделях космической погоды. Большое динамическое давление в магнитозвуковых струях способно привести к изменению локальной формы магнитного препятствия, а также к вынужденному пересоединению на деформированной границе. Это свидетельствует о необходимости переосмысления случаев регистрации ускоренных плазменных струй у границы
препятствия: при плотности кинетической энергии струи,
превышающей плотность магнитной энергии в месте
потенциального пересоединения силовых линий,
пересоединение, по всей видимости, должно рассматриваться как вынужденное, т.е. энергия направленного движения потока не накапливается в сжатом магнитном поле, а концентрируется в струях с помощью предложенного в диссертации механизма.
В астрофизических объектах, наблюдаемых только дистанционными методами, возможна диагностика процесса обтекания по вторичным излучениям в ускоренных магнитозвуковых струях, особенно в случае достижения частицами релятивистских скоростей.
Для описания состояния системы поток - препятствие может оказаться полезным формализм, описывающий явление механизмом мазерного типа: переход такой системы в устойчивое состояние с альвеновским течением, обладающим минимумом полной энергии, после излучения когерентного магнитозвукового пакета - магнитозвуковой струи.
В будущем возможно создание генераторов мощных ускоренных струй плазмы, основанных на обнаруженном эффекте. Такие пункты, как исследование переноса в турбулентной среде и отождествление турбулентного погранслоя с эффективным препятствием, представляются полезными для изучения турбулентности не только в космической плазме, но и в других средах.
К практическим результатам можно отнести полученные в ходе работы автором (в соавторстве с С. И. Климовым, В.Е. Корепановым и др. коллегами) авторские свидетельства на анализаторы спектра (Климов и др., 1981, Корепанов и др., 1991, 1991а), а также использование опыта создания высокочувствительных волновых приборов для контроля и усовершенствования служебных и измерительных спутниковых систем (Безруких и др., 2003).
Достоверность результатов, прежде всего,
подтверждается их воспроизводимостью по данным разных
экспериментов на таких спутниках, как «Прогноз-8,10», «Интербол-1», Polar, Geotail и Cluster. Надежному выделению закономерностей способствует также использование современных методов анализа данных, таких как вэйвлетный спектральный и биспектральный анализ и исследование статистических свойств турбулентных полей, а также сопоставление данных с самыми современными численными моделями обтекания магнитосферы и кинетических токовых слоев.
Апробация работы
Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены более чем в 100 докладах на различных научных конференциях и семинарах внутри страны и за рубежом:
на III и IV Международных симпозиумах по физике ионосферы и магнитосферы Земли и солнечного ветра, Цахкадзор, 1981, и ИКИ АН СССР, 1983;
на VI и VII семинарах по ОНЧ- излучениям, Звенигород, 1983 и Якутск, 1985;
на ассамблеях COSPAR (26-й, Тулуза, Франция, 1986; 31-й, 1996; 32-й в Нагое, Япония, 1998; 33-й в Варшаве, Польша, 2000; 34-й в Хьюстоне, США, 2002; 35-й в Париже, Франция, 2004);
на ассамблеях EGS (23-й в Ницце, Франция, 1998; 24-й в Гааге, Нидерланды, 1999; с 25-й по 28-ю в Ницце, Франция, 2000-2003); на 1-й ассамблее EGU в Ницце, Франция, 2004;
- на конференциях IAGA (Прага, Чехословакия, 1985;
Ханой, Вьетнам, 2001; Саппоро, Япония, 2003);
на Международном семинаре Space Plasma Physics Investigation by Cluster and Regatta (Грац, Австрия, 1990);
на конференциях проекта «Интербол» (в Тулузе, Франция, 1997; в Хельсинки, Финляндия, 1998; в Кошице, Словакия, 1998; в Звенигороде, Россия, 1999; в Киеве, Украина, 2000; в Варшаве, Польша, 2001); в Софии (Болгария, 2002), в Праге (Чехия, 2003);
на международных конференциях по суббурям (3-й в Версале, Франция, 1996, и 4-й, Япония, 1998);
на XXIV Генеральной ассамблее URSI (Киото, Япония, 1993);
на Чепменовской конференции по физике магнитопаузы (Сан-Диего, США, 1994);
- на 2-й Альвеновской конференции (в Стокгольме,
Швеция, 1995);
на ежегодных конференциях Американского геофизического союза 1998, 2000, 2001 года;
- на конференции S-RAMP (в Саппоро, Япония, 2000);
а также на некоторых других и на семинарах ИКИ РАН, UCLA, U. Iowa, U. Boston, SSL/ Brekeley, GDCF, U. Mass./Lowell, U. Michigan (США), IWF (Австрия), МРЕ (Германия), IRFU (Швеция), ISAS (Япония), IFSI и U. Calabria (Италия), LPCE (Франция), Rutherford Lab. (Англия), CBK (Польша).
Результаты опубликованы более чем в 50 отрецензированных научных статьях.
Личный вклад автора
Космические проекты проводятся большими, в основном
международными, коллективами. Отдавая должное вкладу
большого количества специалистов в подготовку и ведение
проектов, необходимо отметить, что автор принимал
непосредственное участие в разработке методики и аппаратуры,
ее настройке и испытаниях, проведении и обработке данных
волновых экспериментов на спутниках «Прогноз-8» (ведущий по
волновому комплексу), «Прогноз-10», «Вега», «Фобос»,
«Интербол-1» (соруководитель экспериментов по
электромагнитному полю и флуктуациям тока ОПЕРА и ФГМ-И), «Магион-4», а также в подготовке и обработке данных электрического эксперимента на Cluster. Координация измерений и отбор характерных событий в 1996-2000 гг. проводились автором в рамках Кампании 2 по изучению процессов на тонких границах магнитосферы Межагентсткой рабочей группы в качестве представителя РКА. В 2000-2002 гг.
окончательный отбор данных с шести основных спутников, МГД-моделирование и интерпретация данных координировались автором в рамках международной рабочей группы по многоточечным измерениям на границе магнитосферы под эгидой International Space Science Institution, Bern.
Практически во всех исследованиях, представленных в диссертации, ему принадлежат постановка научной задачи и метода исследований, проведение обработки данных, анализ результатов, их обобщение и интерпретация.
О роли турбулентности и сильной нелинейности в критических областях на магнитопаузе
Механизм генерации малых структур при расширении плазмы в область с магнитным полем связан с неустойчивостью типа Relayaylor, в которой тяжелая жидкость (плазма) замедляется легкой (магнитное поле). Недавние эксперименты, выполненные в FLR режиме, дают новое понимание этой неустойчивости (Huba и другие, 1990). Когда ионный гирорадиус становится большим по сравнению с другими характерными плазменными масштабами, т.е. когда ионы незамагничены, а электроны остаются замагниченными, неустойчивость развивается гораздо быстрее, чем первоначальная МГД неустойчивость. Плазменные структуры тогда - меньше ионного гирсрадиуса и растут быстрее, чем ионный гиропериод.
Плазменное расширение может быть супер-альвеновским или суб-альвеновским. В супер-альвеновском расширении есть сильная связь между расширяющейся плазмой, окружающей плазмой, и магнитным полем. При этом обычно в фоновой плазме образуется ударная волна. Суб-альвеновское плазменное расширение вызывает намного меньшее сжатие и плазменное взаимодействие, и расширяющийся фронт - испускает альненовские волны, причем расширение проходит в неустойчивом режиме, что проявляется в генерации плазменных структур в районе расширяющегося фронта. Процесс структурирования важен, потому что это ведет к существенному переносу плазмы поперек магнитного поля через образование плазменных струй.
Лабораторные эксперименты (Захаров и другие., 1986; Ripin и др., 1987; Okada и др., 1981}, так же как и эксперименты по выпуску бария на HEOS (Haerendel и Liist, 1970), АМРТЕ (Bernhardt и другие, 1987; Hassam и Huba, 1987) и CRRES (Huba и другие, 1992} были все выполнены в суб-альвеновском режиме. Во всех выпусках бария плазма (1) создает диамагнитную полость, (2) подвергается структурированию на больших масштабах, (3) расширяется до максимальных размеров, соответствующих балансу давления с окружающим магнитным полем; и (4) впоследствии полость разрушается, создавая облако, вытянутое вдоль магнитного поля. Ряд теоретических моделей были предложены, чтобы объяснить эти результаты. Hassam и Huba (1987) предложили FLR неустойчивость Rayleighaylor как источник бороздок, наблюдаемых на поверхности облака, выпущенного с AMPTE. Winske (1988) объяснил эти особенности в терминах нижнєгибридной дрейфовой неустойчивости, которая в ее общей форме включает дрейф электронов относительно ионов, вызванный замедлением плазмы поперек магнитного поля. Неустойчивость приводит к замедлению расширения плазменного фронта, что эквивалентно появлению гравитационного поля в системе отсчета плазмы, g = - dn dt. Механизм неустойчивости связан с разделением зарядов на плазменном фронте из-за разницы дрейфа электронов и ионов. Как градиент плотности (диамагнитный дрейф), так и ускорение плазмы {инерционный дрейф) вносят вклад в различный дрейф частиц. Так как направленный ионный гирорадиус сопоставим с размером плазменного облака, эта неустойчивость упоминалась как незамагниченная ионная неустойчивость Rayleigh- Taylor (Huba и другие, 1987} или FLR-Rayleighaylor неустойчивость (Ripin и другие, 1987). Механизм для нее проиллюстрирован на Рис.1.7.
Было немного попыток найти вышеупомянутые явления на магнитопаузе. Однако, наблюдения, о которых сообщает Rezeau и др. (1993) и Bauer и др. (1998) действительно указывают на увеличенный уровень низкочастотных флуктуации, которые могут быть проявлением пространственного структурирования, соответствующего проникновению плазмы за счет FLR перестановочной неустойчивости.
Ионный состав (Lennartsson, 1992, 1997) и другие плазменные наблюдения (например, Fujimoto и другие, 1997) показали, что солнечная плазма получает доступ в земной плазменный слой, не только при южном ММП, но также и при северном. Согласно традиционному представлению, магнитопауза должна быть закрытой при этих обстоятельствах. Фактически, Н+ и Не++, очевидно солнечного происхождения, достигают самой большой концентрации (часто превышающей 1 и 0.03 CM J , соответственно) при устойчивом северном ММП (Lennartsson и Shelley, 1986, Fujimoto и другие, 1997, Eastman и другие, 1976, 1985b; Mitchell и другие, 1987). Т.е. LLBL - потенциально существенный источник плазмы для плазменного слоя: там солнечная плазма из-за Е х В дрейфует от Солнца и, вероятно, в плазменный слой и к центру хвоста (Lennartsson, 1992, 1997).
Возможно, наименее исследованным из всех предложенных механизмов взаимодействий между солнечными частицами земным магнитным полем является перенос за счет магнитном поле. градиентного дрейфа (GDE) МГС плазмы на флангах хвоста (Wentworth, 19 65; Fejer, 1965; Cole, 1974; Olson и Pfitzer, 1984, 1985; Treumann и Baumj ohann, 1988) .
Olson и Pfitzer (1984) рассмотрели орбиты отдельных частиц около магнитопаузы, и показали, что 1-10 keV МГС протоны отражаются от магнитопаузы для большинства направлений, кроме узкого конуса входа в пределах 25 градусов в плоскости геомагнитного экватора. Ионы могут входить в магнитосферу на утренней стороне, электроны - на вечерней, как проиллюстрировано на Рис. 1.9. Частицы с противоположными зарядами соответственно отражаются. Т.о. небольшая часть надтепловых протонов должна непрерывно проникать из МГС на утренний фланг (поскольку протоны в МГС являются существенно более энергичными, чем электроны). Кривизна магнитопаузы может усилить этот процесс. Olson и Pfitzer (1985) утверждают, что вся МГС плазма на экваториальной магнитопаузе непосредственно входит в магнитосферу. Однако, Treiimann и Baumjohann (1988) показали, что не больше, чем 5 МГС плазмы может войти в LLBL за счет градиентного дрейфа. Главный эффект этого дрейфа - генерация нормальных токов, которые локально искажают магнитопаузу.
Фундаментальная нерешенная проблем для применения подхода пробных частиц в магнитосферном контексте - избавление от электрических зарядов, которые появляются при расхождении ионов и электронов." Т.ч. поляризация может наблюдаться на границе хвоста, как показано на Рис- 1.9.
Т.о. является ли вклад от дрейфа градиента существенным, еще неизвестно. Может быть необходимо использовать гибридные или кинетические модели, чтобы учесть вместе градиентный дрейф и эффект поверхностного заряда. По сравнению с градиентным входом, другой потенциальный механизм, вызываемый электрической поляризацией, получил даже меньше внимания. Различие в гирорадиусах электронов и ионов может генерировать электрическое поле на магнитопаузе (см. Рис. 1.9). Временные изменения этого поля приведут к дрейфу ионов по нормали к магнитопаузе. И если поле изменяется на масштабе гирочастоты иона с амплитудой в несколько мВ/м, дрейф ионов порядка нескольких км/с, что существенно для проникновения частиц через магнитопаузу. Тепловые и энергичные частицы магнитосферного происхождения обычно наблюдаются в пределах узкого слоя в МГС у магнитопаузы (Meng и Anderson, 1970,- Hones и другие, 1972} . Поток энергии, который несут электроны с энергиями свыше 10 keV, располагается от 3 108 в течение спокойных периодов до 3 х 10п W в возмущенные периоды (Baker and Stone, 1977) . Ионы с энергиями свыше 50 keV несут сравнимый поток энергии (Williams, 1979) .
Пересечения магнитопаузы на высоких широтах и турбулентного погранслоя: от Прогноза-8 до Кластера
Очевидность проникновения МГС плазмы на высоких широтах на дневной стороне была продемонстрирована низко-высотными полярными орбитальными спутниками (например, Burch, 1968; Heikkila и Winningham, 1971; Frank, 1971). Статистические изучения показали, что это узкая область около местного полудня с магнитной топологией, формирующей горловину полярный касп (cusp) . Этот полярный касп постоянно виден в низковысотных данных, простираясь несколько шире, чем предсказывается простой магнитной топологией. До сих пор дискутируется, имеет ли горловина форму каспа (рога) или расселины1(cleft). Высотные спутниковые наблюдения (HEOS-2, Прогноз-7, Hawkeye) привели к идентификации высотной части этих низко-высотных каспов/clefts. Три области у границы магнитопаузы были идентифицированы в данных HE0S-2: входной слой (entry layer, Paschmann и др., 1976), который является областью турбулентного входа МГС плазмы на силовые линии, проектирующиеся в низковысотный касп; плазменная мантия (Rosenbauer и другие, 1975), которая расположена на силовых линиях, где МГС плазма продолжает течь в хвост; и внешний касп (exterior cusp, Sckopke, 1979) - резервуар горячей застойной часто турбулентной плазмы вне магнитопаузы. Мы вернемся к терминологии в следующем разделе, поскольку, например, термин "внешний касп" используется в настоящее время не в его прямом первоначальном значении, а обозначает, большей частью, застойную плазму с доминирующим тепловым давлением у внешней границы каспа, безотносительно магнитопаузы. Часто в районе каспа не может быть идентифицирован единичный токовый слой (например, Haerendel и другие, 1978; Lundin, 1988), так что теперь мы используем данные мониторов в солнечном ветре и модели обтекания и магнитосферного поля для фиксации потери контроля за направлением магнитного поля со стороны солнечного ветра (см. Главу 3).
Прямой проникновение в каспе, диффузия и импульсное проникновение воздействуют локально на магнитосферный пограничный слой и его проекцию в ионосферу. Пересоединенные силовые линии на дневной магнитопаузе коквектируют поперек каспа в мантию (Dungey, 1961; Lockwood и Smith, 1992; Onsager и другие., 1993). В такой модели положение каспа зависит от ММП. В моделях без пересоединения касп менее чувствителен к ММП, но зависит от динамического давления солнечного ветра.
Yamauchi и Lundin (1994) предложили аналогию между каспом и соплом Лаваля, чтобы построить динамическую модель каспа, базирующуюся на данных, полученных от низкого-, и средне-высотных спутников: касп - постоянная особенность, иногда имеющая переходный характер, зависящий, например, от ММП, но часто устойчивая в течение многих часов. касп зависит от динамического давления солнечного ветра - его ширина, широта и долгота. касп - не а особенность , а скорее местоположение плазмы солнечного ветра, которая проникает глубоко в соседние области дневной магнитосферы на закрытых силовых линиях. Плазма может застаиваться (в подсолнечной области), но преобладающе сохраняет поток в направлении хвоста. Рис. 1.11 иллюстрирует качественно топологию плазменной области скорость и отношения давления. В газовой динамике, сопло Лаваля - специальный случай, основанный на сжатии потока. Для каспа сжатие, как думают, происходит из-за комбинации геометрии магнитного поля (касп) и локального массового нагружения, которое может запретить плазме расширяться свободно в сопло. Сопло Лаваля вообще используется, чтобы преобразовать высокое давление в сверхзвуковой поток. В каспе высокое плазменное давление, созданное на дневной стороне МГС, в конечном счете, преобразуется в сверхзвуковой поток в земной плазменный хвост. В газодинамической модели скорость потока имеет два режима: (а) увеличивающаяся скорость до сверхзвуковых скоростей, (Ь) увеличение и впоследствии уменьшение скорости (трубка Бентури). Б конечном счете, случай (а) реализуется, потому что плазма, истекающая из каспа, достигает сверхзвуковой скорости в дальнем хвосте. Физическая причина состоит в том, что плазма солнечного ветра имеет доступ к соплу в широкой области, сопло представляет собой препятствие, которое ограничивает плазменное расширение, пока плазма не достигает дальней мантии в хвосте (для ММП Вг 0), где может течь свободно по магнитным силовым линиям в волне расширения. Препятствие может обеспечиваться: (а) геометрией магнитного поля ( внутрь и наружу сходящихся/расходящихся линий в горловине каспа), и (б) обменом импульсом между идущими вниз и отраженными, а также поднимающиеся из ионосферы ионами. Зй режим (в) существует при формировании дополнительной ударной волны перед каспом. Касп представляет препятствие для потока MFC, который уже на этих широтах может снова достигнуть сверхзвуковой скорости. Как отмечено Walters (1966), препятствие не должно быть обязательно твердым. Давление может увеличиваться и из-за вытекания плазмы в плазменную мантию за счет локального сужения сечения потока.
Газодинамическая модель предсказывает пространственную особенность дисперсии ионов, которая напоминает наблюдаемую дисперсию ионов, обычно объясняемую за счет плазменной конвекции. Рис. 1.11 иллюстрирует морфологию устойчивого доступа плазмы в касп для различных параметров ММП. При слабом ММП (ММП = 0, верхняя часть рисунка) электромагнитное влияние на касп незначительно, и касп определяется динамикой плазмы солнечного ветра. Фактически, существование каспа для слабого ММП можно считать свидетельством установившегося входа плазмы в касп. Характерная особенность каспа для ММП = 0 - отсутствие широтной дисперсии (см. например, Woch и Lundin, 1992а) и конвекции плазмы. Этот случай можно считать диффузным доступом МГС плазмы в открытую горловину каспа, когда плазменное давление формирует центр каспа и плазма впоследствии диффундирует на магнитные силовые линии каспа. В зависимости от динамического давления касп перемешается к экватору (высокое давление) или по направлению к полюсу (низкое давление), а так же увеличивается по ширине (при увеличении давления). Это в хорошем согласии с зависимостью от давления, найденной на низко-высотных спутниках (Newell и Meng, 1994а). Низко-высотные спутниковые наблюдения показывают, что солнечная плазма имеет доступ в дневную магнитосферу при слабом ММП, в особенности для увеличенного динамического давления солнечного ветра. Плазма распространяется на близлежащие закрытые магнитные силовые линии, образуя пограничный слой. Процесс, ответственный за такую диффузию , должен еще быть определен, но ясно, что слабое магнитное во внешнем каспе может быть одной из главных причин для проникновения.
Как утверждают Hultqvist и др. (1999), характерная особенность газодинамической модели - это то, что плазма всегда течет в сторону хвоста в каспе и связанных граничных слоях. Якобы, только пересоединение может повернуть плазменный поток к Солнцу. Мы покажем далее, что вихри в турбулентном погранслое также могут объяснить потоки плазмы к Солнцу, Попав в касп, плазма течет по разным каналам (в зависимости от ММП) - в плазменную мантию или LLBL. Наблюдения показывают, что плазменная мантия существует, главным образом, для ММП Вг 0. Это проиллюстрировано на Рис. 1.11. LLBL около подсолнечной области становится более толстым для ММП Вг 0 (Yamauchi и другие, 1993Ь) .
Разная топология горловины каспа по данным Интербола-1, Полара и измерениям в солнечном ветре
В этом разделе - мы очень кратко приведем основные характеристики аппаратуры и методик, использованных для получения данных, составивших основу настоящей диссертации. В основном, мы дадим лишь необходимые ссылки на литературу, так как подробное изложение этого материала уже занимает существенную часть нескольких диссертаций.
Основные аппаратурно-методические аспекты волновых измерений, до Интербола-1 включительно, проанализированы в кандидатской диссертации Савина (1987) и докторской диссертации Климова (1994). Методы измерения электрических полей описаны в Климов и Корепанов (198 5).
Для этой диссертации основой являются данные Интербола-1 и его субспутника Магион-4, подробное описание которых читатель найдет в специальном выпуске Annales Geophysicae, v. 15, No. 5 (1997); краткие характеристики волновой аппаратуры приведены также в Таблице 1.1. В статье Klimov и др. (1997) , а также в тексте по мере представления данных, даны ссылки на соответствующие эксперименты на Прогнозе-8 и -10 и других космических аппаратах (КА, см. также «Исследование солнечной активности и космическая система «Прогноз», 1984 и Алексевич и др., 1983); мы воспроизводим основные параметры волновых приборов, имеющих наибольшее временное разрешение в Таблицах 1.2-1.4. Интербол-1 также принадлежит к серии спутников Прогноз-2М и имеет типичную конфигурацию и орбиту для спутников этого типа: апогей - около 200000 км, перигей - 500-2000Q км, период обращения - 92 часа, наклонение - 62.8. Он был запущен 2 9 августа 1995 г. и проработал до входа в атмосферу 12 октября 2 000 г. Его конфигурация показана на рис. 1.5.1: он вращается вокруг оси X , направленной на Солнце с периодом 112-120 с. Вдоль оси Y развернуты штанги с большим электрическим диполем длиной 22.68 м (измеряется разность потенциалов между сферическими зондами BD1 -BD2) и перпендикулярными малыми диполями длиной 4.4 м (BD3 -BD4 и BD5 -BD6) . По оси . +Y на конце штанги размещается феррозондовый датчик ВРР, в середине - другой феррозондовый датчик (DM1) и токовый зонд, измеряющий флуктуации тока по оси Z (диапазон - 0.1-2000 Гц); в середине другой штанги -индукционный датчик (DM2), измеряющий флуктуации магнитного поля по оси Z1 (диапазон - 0.1-2000 Гц). Вдоль оси -Z развернута штанга с еще двумя феррозондовыми датчиками, по оси +Z - рамочная антенна для магнитных измерений в полосе частот 01-2 МГц. Датчики для трехмерных измерений параметров плазмы расположены на корпусе»КА: - прибора Коралл - измеряет распределение ионов 30-242 00 эВ/к по энергиям в диапазоне углов 3 6-144 от направления на Солнце (3D за оборот спутника), - прибора Promics-З - измеряет энергетические спектры ионов 4 эВ- 70 кэВ и массовые спектры протонов, альфа-частиц и кислорода для 12 эВ-35 кэВ {3D за оборот спутника), - прибора VDP " 4 цилиндра Фарадея) - измеряет потоки ионов (или электронов) в телесном угле 134 с опросом 1-16 Гц, - прибора СКА-1 - измеряет спектры энергии ионов 0.05-5 кэВ в 64 направлениях [3D за 10 с), - прибора Electron - измеряет энергетические спектры электронов 0.01-26 кэВ (3D за оборот спутника), - прибора DOK-2 - измеряет спектры энергий ионов и электронов 2 0-800 кэВ за 3-120 с в направлениях от Солнца 62 и 18 0, - прибора СКА-2 - измеряет ID спектры энергичных частиц 0.3-5 МэВ. Субспутник Магион-4 работал на расстояниях 300-5000 км от Интербола-1 и измерял магнитное поле, спектры электрического и магнитного полей 20-40000 Гц, потоки ионов (4 цилиндра Фарадея) и 2D функции распределения ионов и электронов 0.04-25 кэВ в 1995-1997 гг. Поскольку основной экспериментальной специализацией автора являются волновые измерения (см. Савин, 1987), хотелось бы сделать замечание об измерениях параллельных квазистационарных (до 1 кГц) электрических полей: после их многочисленных «открытий» и «закрытий» по зондовым измерениям (двойной зонд Ленгмюра, с датчиками на выносных штангах, см. JOTMMOB И др., 1997} в данной работе мы придерживаемся точки зрения о невозможности их измерений во внешней магнитосфере. Единственным возможным исключением, но только в ионосфере (где Дебаевский радиус - меньше размеров электрического зонда), является волновой эксперимент на «Космосє-484», в котором зонды не попадали ни в корпускулярный, ни в магнитный шлейф ни друг друга, ни штанг или космического аппарата (Климов, 1994) . Котя и эти данные должны быть перепроверены с учетом недавно выявленных по данным Cluster эффектов ионного полярного ветра вдоль магнитного поля в полярных областях (A. Pedersen, personal communication, 2003). Поэтому везде в последующем тексте параллельное электрическое поле полагается равным «0», если прямо не оговорено противоположное. Это не значит, что такое поле всегда отсутствует, а только то, что это поле меньше погрешностей измерений и, как правило, в диапазоне частот до электронно-циклотронной частоты, оно много меньше перпендикулярного поля. Автор также относится весьма скептически к сообщениям о параллельных электрических полях в области электронных масштабов (см., например, Tsurutanl и др., 2003): при громадной продольной проводимости плазмы (на несколько порядков превышающей перпендикулярную проводимость везде, кроме D-слоя ионосферы,) даже незначительные внешние поля менее 0.1 мВ/м вызывают продольный поток электронов, который будучи поглощенным проводящим электрическим зондом меняет потенциал этого зонда так, что сигнал на выходе прибора оказывается сравнимым даже с типичными перпендикулярными полями ( 10 мВ, см., например, Савин, 1987). Кроме того, наличие обратной связи в цепи охранного кольца электрических зондов может приводить измерительную систему (включая переходные слои между плазмой и зондом) в режим генерации (или «разряда», см. рис. 1.6 в Савин, 1987), так что доминирующие около освещенного спутника во внешней магнитосфере фотоэлектроны могут нагреваться до энергий, характерных для МГС ( 10 эВ) , и их градиент может вполне поддерживать параллельное поле величиной до нескольких мВ/м в окрестности спутника (несколько Дебаевских радиусов, т.е. несколько сот м) . К счастью, удалось убедить коллектив авторов работы {Scudder и др., 2002) в процессе дискуссии с 1998 по 2002 г, с участием, практически, всех ведущих специалистов по измерению электрических полей в космической плазме, исключить из этой публикации временные интервалы с генерацией гармоник верхнєгибридных колебаний с амплитудой до нескольких мВ/м, и соответственно, в очередной раз «открытое» параллельное электрическое поле (как имеющее искусственное происхождение). Так что в настоящей работе мы ограничимся лишь упоминанием этой методической особенности электрических и плазменных измерений, которые были учтены при обработке приводимых ниже данных Прогноза-8,10, Интербола-1 и Polar. Стоит подчеркнуть, что регулярное наблюдение режима генерации на длинных электрических антеннах Polar привело к коренной переработке зондовой системы и входных усилителей в проекте Cluster, так что в течение полета Cluster-II с 2000 г. подобкых «активных экспериментов» не наблюдалось {взорванный из-за отклонения ракеты Ariane-5 от траектории в 199 6 г. Cluster-I имел электрическую зондовую систему, аналогичную Polar).
Многоспутникокое исследование проникновения плазмы при горизонтальном межпланетном магнитном поле
Магнитное поле в этой «диамагнитной полости» падает с 18 до 3 нТ, мелкомасштабный электронный ток на входе достигает 0.2 мкА/м2, причем на выходе при противоположном градиенте поля (т.е. направлении тока) цилиндр Фарадея имеет противоположный питч-утол (сначала меньше 4 5, потом - больше 150), совпадающий с питч-углом канала 0 , т.е. как раз регистрирует продольные электроны, текущие в противоположных направлениях. Замечательная особенность на входе: центр тяжести МГС ионов смещен назад (по отношению к минимуму магнитного поля, ср. рис. 2.1.1.4а), электронов - вперед (см. черный цвет на нижних энергиях перед и во время первого отрицательного импульса в тока цилиндра Фарадея). Это согласуется с гипотезой поверхностного заряда на этом токовом слое, как и всплеск электрического поля сначала до +30 мВ/м (см. рис. 2.1.1.3b), а потом до - 15 мБ/м. Последнему соответствует мелкомасштабный (поскольку интегрируется переменное поле) скачок потенциала О 4 кВ при альвеновской скорости токового слоя, и 0.8 кВ при скорости 30 км/с; этот скачок, измеренный при угле 120 между электрическим диполем и нормалью к средней магнитопаузе (параметр , Yn ), вполне достаточен, чтобы помешать ядру функции МГС ионов (канал 0 ) проникнуть сквозь токовый слой конечной толщины (по сравнению с гирорадиусом протонов). Действительно, гирорадиус МГС ионов вне/внутри «диамагнитной полости» - - 60/340 км, соответственно, а из уравнения Максвелла, аналогично случаю А , можно получить оценку толщины токового слоя 30 км и скорости 27 км/с. При этом естественно видимое отсутствие реакции на «диамагнитную полость» со стороны магнитосферных протонов (гирорадиус - 400 км снаружи): ширина «диамагнитной полости» (ДП) - 130 км, что почти совпадает с модельным токовым слоем у Silin Buechner (2003). Внутри и перед ДП видны флуктуации тока и электрического поля на 0.6 Гц - ШіН/4 - 10 Qi внутри ДП, это также хорошо укладывается в предсказания моделирования о нижнєгибридной „природе этих флуктуации (см. также рис. 2.1.1.2). Максимальный всплеск Е100 опять приходится на обсуждавшийся выше первый всплеск электронного тока в районе максимального всплеска электрического поля; сравним со случаем А также как и сигнал в Е700. В шлейфе выделяются частоты 0.2 и 0.5 Гц {Q,± 0.3 Гц) , а также нижнегибридные и Е100 сигналы. На рис. 2.1.1.4с мы приводим годограф Вх, Ву компонент магнитного поля с 10:06:04.2 по 10:06:17 UT. Петля в годографе согласуется с пересечением 2х- мерной вихревой дорожки или трехмерного вихря внутри тонкого кинетического токового слоя в существенно нелинейном состоянии (см. раздел 7.3).
Сравним события А и Jf (рис. 2 .1.1.5d): по профилю магнитного поля, наличию мелкомасштабных электронных токов (напомним, здесь даны электронные токи с обратным знаком по сравнению с рис. 2.1.1.4), электрических всплесков на токовых слоях и МГС ионов (канал О0 ) и нагретым электронам из МГС - они очень похожи. Только интенсивность МГС ионов меньше, магнитосферные ионы не меняют интенсивности, и в Вг, нет никаких биполярных импульсов; вот почему мы брали в кавычки "FTE", обсуждая событие А . Измеренное Вг соответствует внутренней магнитосфере (ср. с пересечением магнитопаузы в событии К : в МГС Bz существенно отрицательное и электроны холодные, см. подробности далее на рис. 2.1.1.5d), Отметим также отсутствие шлейфа и соответствие потенциальных"барьеров на краях «диамагнитной полости» средней энергии МГС ионов ( 500 и 300 В на передней и задней кромке, соответственно, при скорости структуры 20 км/с). Последнее подтверждает наше предположение о существенной роли поверхностных зарядов в динамике границ этих мелкомасштабных структур. Волновая активность (рис. 2.1.1.2) также видна на частотах от QL до fie, включая нижнегибридные частоты и промежуточные частотах между oLt, и Qe (максимальный всплеск ЕЮ0 коррелирует с первым всплеском электронного тока, а также электрического поля до 23 мВ/м). Однако, слабые спектральные максимумы вблизи Йі наблюдаются только вокруг «диамагнитной полости». Мы связываем отсутствие ионного шлейфа со слабой диффузией за счет ионно-циклотронных волн в этом случае {см. подробности далее).
Перейдем к событию С на рис. 2.1.1.5а; обращаем внимание, что ток здесь дан с обратным зраком по отношению к рис. 2.1.1.3b и 2.1.1.4, т.е. ионный ток здесь отрицательный, электронный - положительный. В 100745-100805 ПТ МГС ионы в канале 0 занимают диамагнитную полость, при этом наблюдаются электрические и сжимаемые магнитные колебания на 0.2 Гц, что соответствует протонной гирочастоте вокруг полости Qp и 2 Qp в самой полости (см. рис. 2.1.1.2). слабые электронные токи различимы только в центре ДП, а не на опоясывающих токах, магнитосферные ионы - ослаблены. В шлейфе в 100805-100827 UT электрические колебания - более сильные и импульсные, причем только слабые следы ионов видны в канале 0е и Не++ в канале 10 . Максимальному электрическому пику нет соответствующего единого токового слоя (на плавном градиенте Вк видны 2 положительных и небольшой отрицательный всплеск Еу ; U показывает возможность присутствия заметного потенциального барьера только на заднем краю шлейфа, который можно также рассматривать и как отдельную слабую «диамагнитную полость». Волновая активность заметна в нижнегибридном диапазоне, на краях и в шлейфе - на промежуточных между OLH И Qe частотах и вблизи Qe. Причем максимальные сигналы в канале Е100 коррелируют с появлением нагретых электронов с энергией около 1 кэВ (ср. событие L далее), что может рассматриваться как свидетельство локального процесса нагрева, а не дрейфа электронов из плазменного слоя (за время дрейфа из хвоста электронное распределение должно отрелаксировать, а не сопровождаться интенсивной веерной неустойчивостью, см. раздел 6.2). В принципе, в Вг можно выделить биполярное возмущение на фоне среднего поля, что позволяет рассматривать данное событие как FTE и/или как «старую» расширившуюся «диамагнитную полость». Заметим, что наши «диамагнитные полости» феноменологически также схожи с Plasma Transfer Event (РТЕ) Lundin и др. (2003), однако «диамагнитные полости» были введены по измерениям магнитного поля с гораздо более высоким разрешением, чем для ионов даже на КА Cluster (4 с) , и, соответственно, включают более мелкие масштабы (см, раздел 2.3). «Диамагнитные полости» в настоящее время отождествляются также Stasiewicz и др.,.(2003) с магнитозвуковыми солитонами. На данный момент FTE классифицируются как часть РТЕ, характерная для южного ММП или для участков границы с антипараллельными магнитными полями (Lundin и др., 2003), хотя четкое терминологическое и физическое разграничение между 3 понятиями еще предстоит сделать. Ясно, что они имеют область пересечения, и FTE -более ограниченный класс событий; однако, например, не все РТЕ должны проявлять диамагнитные свойства при взаимодействии внешней и внутренней плазмы конечного давления (см. далее, а также раздел 7.5), и как мы видели, не все «диамагнитные полости» имеют магнитные возмущения, характерные для FTE.
