Связь инжекций плазмы с нестационарными струйными течениями и магнитная конфигурация внутренней магнитосферы Черняев Иван Анатольевич

Содержание к диссертации

Введение

Глава 1. Нестационарные струйные течения и модель плазменных пузырей 14

1.1 Магнитосферная конвекция и возмущения во внутренней магнитосфере Земли 14

1.2 Нестационарные струйные течения 17

1.3 Параметр энтропии и модель плазменного пузыря 23

1.4 Возможные подходы к расчету параметра энтропии в реальной ночной магнитосфере 26

1.5 Исследование характеристик НСТ в области их остановки 32

1.6 Результаты 39

Глава 2. Связь нестационарных струйных течений и инжекций плазмы во внутреннюю магнитосферу 42

2.1 Инжекции плазмы во внутреннюю магнитосферу как результат нестационарных струйных течений 42

2.2 Наблюдения и анализ событий 44

2.3 Роль конфигурации хвоста магнитосферы в формировании инжекций плазмы на геостационарную орбиту 52

2.4 Обсуждение результатов 56

Глава 3. Диагностика магнитной конфигурации ночной магнитосферы по наблюдениям протонных изотропных границ 59

3.1 Магнитная конфигурация ночной магнитосферы и процесс питч-углового рассеяния в токовом слое 59

3.2 Пороговое значение параметра K и формирование протонных изотропных границ 62

3.3 Используемые данные и отбор событий 64

3.4 Характеристики выборки данных, влияющие на точность проецирования и реалистичность модели магнитного поля экваториальной магнитосферы 70

3.5 Величины параметра K в области проекций протонных изотропных границ и положение плазмопаузы 72

3.6 Обсуждение и заключение 74

Заключение 77

Список литературы

• Параметр энтропии и модель плазменного пузыря
• Исследование характеристик НСТ в области их остановки
• Роль конфигурации хвоста магнитосферы в формировании инжекций плазмы на геостационарную орбиту
• Характеристики выборки данных, влияющие на точность проецирования и реалистичность модели магнитного поля экваториальной магнитосферы

Введение к работе

Актуальность темы исследования

Инжекции энергичной плазмы являются источником новых популяций энергичных частиц во внутренней магнитосфере, они определяют состояние кольцевого тока и радиационного пояса и оказывают влияние на функционирование геостационарных спутниковых систем. Результаты предыдущих исследований не позволяют дать однозначный ответ на вопрос, существует ли связь между часто наблюдаемыми нестационарными струйными течениями в плазменном слое и сравнительно редкими инжекциями плазмы во внутреннюю магнитосферу. До сих пор точно не установлено, при каких условиях возможно проникновение НСТ в эту область. Таким образом, исследование механизма инжекций плазмы и условий их появления во внутренней магнитосфере является весьма актуальной проблемой.

Столь же актуально развитие методов диагностики магнитной конфигурации внутренней магнитосферы, оказывающей сильное влияние на рассматриваемые явления. Ее определение по данным научных спутников невозможно из-за их малого количества. Одним из перспективных методов является дистанционное зондирование магнитной конфигурации по наблюдениям изотропных границ энергичных частиц над ионосферой [Sergeev et al., 1993], который основан на особенностях питч-углового рассеяния частиц в токовом слое хвоста магнитосферы. До сих пор не была проведена экспериментальная проверка основы этого метода: проверка существования порогового значения параметра K = R_c/ и оценка его

величины (R_c и — величины радиуса кривизны силовой линии и гирорадиуса частицы, соответственно, рассчитанные в центре экваториального токового слоя в области проекции изотропной границы). Такая проверка актуальна еще и потому, что работы последнего времени указывают на возможное существование в хвосте магнитосферы других механизмов рассеяния и ускорения частиц в области вблизи их изотропных границ.

Цель и задачи работы

Целью работы является исследование условий инжекций плазмы во внутреннюю магнитосферу, их связи с нестационарными струйными течениями и состоянием магнитосферного магнитного поля, а также экспериментальная проверка основы метода дистанционного зондирования магнитной конфигурации по наблюдениям изотропных границ над ионосферой.

Задачи диссертационной работы:

1) Исследовать характеристики НСТ в области его остановки и оценить
значения параметра энтропии внутри НСТ и в фоновой плазме в этой области при
помощи формулы [Wolf et al., 2006]. Провести верификацию этой формулы с
помощью адаптивной магнитосферной модели.

2) Сопоставить группы событий изолированных НСТ, зарегистрированных на
входе во внутреннюю магнитосферу, при наличии и в отсутствие инжекции плазмы
на геостационарной орбите. Определить параметры и факторы, контролирующие
глубину проникновения НСТ.

3) С использованием адаптивной модели оценить величину параметра
K = R_c/ в области проекций изотропных границ протонов ~30 и ~80 кэВ в токовый
слой хвоста магнитосферы.

Положения, выносимые на защиту

1. Получены экспериментальные подтверждения модели плазменных
пузырей и показано, что величина параметра энтропии S = pV^5/3 в фоновой плазме в
области остановки НСТ примерно равна минимальной величине этого параметра
внутри НСТ (с точностью до фактора 2). При помощи адаптивного моделирования
подтверждена применимость формулы [Wolf et al., 2006] для оценки объема
плазменных трубок по одиночным спутниковым измерениям в экваториальной
области хвоста магнитосферы (согласие с точностью до фактора 1.4).

1. Получены новые подтверждения связи НСТ и инжекций плазмы во внутреннюю магнитосферу. В частности, показано, что глубина проникновения НСТ и вероятность инжекции плазмы на геостационарную орбиту в первую очередь определяются магнитной конфигурацией хвоста магнитосферы. А именно, те события, в которых зарегистрированные на входе во внутреннюю магнитосферу НСТ приводили к инжекции плазмы на геостационарную орбиту (~1/3 всех событий), характеризовались сильно вытянутой магнитной конфигурацией ночной магнитосферы (при B_z < 60 нТ на геостационарной орбите).

2. С использованием адаптивного моделирования и измерений спутников THEMIS и POES получены оценки величины K = R_с/ в токовом слое хвоста магнитосферы в области проекций изотропных границ протонов с энергиями ~30 и ~80 кэВ. В ~50% всех рассматриваемых событий значения величины K лежат в интервале [4; 16], что соответствует с точностью до фактора 2 теоретическому пороговому значению K_cr ~ 8 для сильного питч-углового рассеяния в токовом слое. Примерно в половине тех событий, в которых определялось положение плазмопаузы, изотропным границам соответствовали значения K > 16, а их проекции находились на расстояниях менее ~1 R_E от плазмопаузы, и высыпания протонов в окрестности этих изотропных границ могли быть сформированы резонансным рассеянием на EMIC волнах.

Научная новизна

1. Впервые исследованы характеристики НСТ в области его остановки. На примере двух событий показано, что НСТ останавливается в области, в которой величина параметра энтропии в окружающей его плазме равна (с точностью до фактора 2) параметру энтропии внутри НСТ.

2. Впервые проведена основанная на спутниковых измерениях проверка формулы W’06, предложенная в работе [Wolf et al., 2006] для расчета объема плазменных трубок по единичным спутниковым измерениям.

3. Получены новые доказательства формирования инжекций плазмы во внутреннюю магнитосферу нестационарными струйными течениями.

4. Впервые получено, что вероятность инжекции плазмы во внутреннюю магнитосферу в первую очередь зависит от магнитной конфигурации хвоста магнитосферы.

5. Впервые исследованы характеристики магнитного поля и получены оценки величины параметра K в области проекций протонных изотропных границ, основанные на спутниковых измерениях.

Практическая ценность

Новые доказательства тесной связи инжекций плазмы во внутреннюю магнитосферу с НСТ и полученная зависимость вероятности появления инжекции от магнитной конфигурации хвоста магнитосферы могут быть применены для развития методик прогнозирования космической погоды. Проведенная проверка формулы W’06, позволяет с большей уверенностью применять ее в дальнейших экспериментальных исследованиях. Проведенное в работе исследование характеристик магнитного поля в области проекций протонных изотропных границ указывает на необходимость дальнейшего изучения процессов ускорения и

рассеяния частиц в ночной магнитосфере, приводящих к формированию высыпаний частиц в области их изотропных границ.

Степень достоверности результатов

При экспериментальном исследовании характеристик НСТ в области его остановки сравнение результатов двух различных подходов для расчета объема плазменных трубок показало хорошее согласие между ними (до фактора ~1.4); ранее подобный вывод был получен при опробовании формулы W’06 на конфигурациях, полученных в МГД моделировании струйных течений [Birn et al., 2011]. Вывод о зависимости вероятности появления инжекций от состояния магнитной конфигурации получен на основе анализа трех разных представительных выборок, включая набор данных приведенных в работе [Boakes et al., 2011]. Проецирование наблюдаемых изотропных границ в нейтральный токовый слой проводилось при помощи адаптивной модели AM03, подстраиваемой к данным магнитных измерений не менее трех спутников, располагавшихся в окрестности изучаемой проекции изотропной границы. Для контроля точности модельных конфигураций и проецирования был использован набор параметров, позволяющих осуществлять такой контроль.

Личный вклад автора

Автор проводил все расчеты с использованием моделей AM02 и AM03, участвовал в усовершенствовании этих моделей, осуществлял разработку необходимого программного обеспечения на языке FORTRAN. Автор работы принимал непосредственное участие в анализе и обработке данных, интерпретации результатов, подготовке статей. События регистрации НСТ спутниками THEMIS, используемые во второй главе данной работы, были отобраны Дубягиным С. В. и впервые представлены в работе [Dubyagin et al., 2011].

Все изложенные в диссертации результаты получены автором самостоятельно или на равных правах с соавторами.

Публикации

Результаты диссертации представлены в трех статьях, опубликованных в рецензируемых научных журналах списка ВАК.

Апробация работы

Результаты работы были представлены на международной конференции “Problems of Geocosmos” (Санкт-Петербург) в 2012 и 2014 годах, на ежегодном семинаре “Physics of Auroral Phenomena” (Апатиты) в 2012 и 2013 годах, докладывались на семинарах кафедры физики Земли физического факультета СПбГУ.

Структура и объем работы

Параметр энтропии и модель плазменного пузыря

Во введении представлены актуальность темы исследования, цели и задачи работы, положения, выносимые на защиту, ее научная новизна и практическая ценность, кратко изложено содержание диссертации.

Первая глава посвящена исследованию характеристик НСТ в области остановки и роли параметра энтропии S = pV5/3 в динамике НСТ. В разделе 1.1 отображена роль магнитосферной конвекции в формировании возмущений во внутренней магнитосфере Земли, упоминаются различные возможные механизмы проникновения плазмы из плазменного слоя в эту область. Раздел 1.2 посвящен обзору экспериментальных исследований нестационарных струйных течений. Здесь рассматриваются известные наблюдательные характеристики НСТ, их связь с авроральными стримерами, диполизацией и процессом пересоединения в нейтральном токовом слое, отличительные особенности изолированных и неизолированных НСТ. Также представлено описание прежних работ, показавших низкую эффективность проникновения НСТ во внутреннюю магнитосферу. Раздел 1.3 посвящен энтропийной модели НСТ: плазменным пузырям (модельному аналогу НСТ) и роли параметра энтропии S = pV5/3 в их динамике. Описана эволюция недогруженных плазменных трубок, причины их движения к Земле, зависимость положения области их остановки от магнитной конфигурации хвоста магнитосферы и указаны области ночной магнитосферы, в которых оправдано применение модели плазменных пузырей при описании динамики НСТ. В разделе 1.4 описаны возможные подходы к расчету параметра энтропии в реальной магнитосфере. Рассматривается применение эмпирических моделей магнитного поля и адаптивного моделирования для расчета величины объема плазменных трубок V. Представлен подход для расчета этой величины по единичным спутниковым измерениям, предложенный в работе [Wolf et al., 2006], описаны результаты его тестирования на различных модельных конфигурациях в МГД расчетах и применения в экспериментальных исследованиях. Раздел 1.5 посвящен исследованию характеристик НСТ в области его остановки. Представлены два уникальных события, в которых остановка НСТ произошла внутри компактной группы спутников THEMIS, когда эти спутники находились вблизи внутренней магнитосферы (8 RE r 11 RE) в околополуночном секторе. В обоих событиях НСТ остановился дальше от Земли, нежели ближайший к ней спутник THEMIS, что позволило оценить величину параметра энтропии как внутри НСТ, так и в фоновой плазме перед фронтом НСТ. Радиально расположенные спутники THEMIS позволили применить адаптивную модель AM02 для расчета объема плазменных трубок. Результаты расчета по модели AM02 показали хорошее согласие (до фактора 1.4) с формулой W 06. В разделе 1.6 представлено обсуждение результатов исследования характеристик НСТ в области их остановки. Сделан вывод о том, что НСТ останавливаются в области, где параметр энтропии в фоновой плазме равен параметру энтропии внутри течения (с точностью до фактора 2). Отмечено, что: (1) НСТ, зарегистрированные вблизи внутренней магнитосферы, имеют те же характеристики, что и НСТ, регистрируемые в хвосте (область сжатия перед фронтом, падение концентрации, плазменного давления и энтропии); (2) прохождение НСТ значительно изменяет распределение давления и параметра энтропии во внутренней магнитосфере; (3) длительность и форма вариаций среднеширотных магнитных возмущений на поверхности Земли хорошо согласуется с вариациями параметров плазмы и магнитного поля, наблюдаемых спутниками THEMIS и соответствующих колебаниям НСТ около области остановки.

Во второй главе представлено статистическое исследование факторов и параметров, контролирующих глубину проникновения НСТ во внутреннюю магнитосферу, и связи НСТ с инжекциями плазмы в эту область. В разделе 2.1 приведены основные известные сведения об инжекциях плазмы во внутреннюю магнитосферу и их связи с НСТ. Отмечено, что: (1) на геостационарной орбите отсутствуют спутники, измеряющие одновременно магнитные и плазменные характеристики, что сильно затрудняет однозначную идентификацию НСТ в этой области; (2) большая часть резких возрастаний потоков энергичных частиц (инжекции плазмы) в плазменном слое соответствует НСТ [Gabrielse et al., 2014]; (3) для исследования факторов и условий, при которых возможно появление НСТ во внутренней магнитосфере, можно использовать предположение, что проникающий во внутреннюю магнитосферу НСТ создает инжекцию плазмы в этой области. Раздел 2.2 содержит представление наблюдений и анализ событий, используемых для статистического исследования. Описываются два набора событий регистрации изолированных НСТ на входе во внутреннюю магнитосферу: события на спутниках Geotail и события на спутниках THEMIS; приведены критерии их отбора и методика сопоставления этих событий с наличием или отсутствием инжекции плазмы на геостационарной орбите (по данным спутников LANL). Для каждого из наборов представлен сравнительный анализ (в т. ч. методом наложенных эпох) для двух групп событий, с инжекцией и при ее отсутствии. В разделе 2.3 изучается роль магнитной конфигурации хвоста магнитосферы в формировании инжекций плазмы на геостационарную орбиту. К анализу добавлены обширные списки событий регистрации начал взрывной фазы суббури (по авроральным наблюдениям) при наличии или при отсутствии сопутствующих инжекций на геостационарной орбите, взятые из работы [Boakes et al., 2011]. Параметр энтропии в фоновой плазме на геостационарной орбите в каждом событии рассчитан при помощи эмпирических моделей T96 [Tsyganenko, 1995] и TS05 [Tsyganenko and Sitnov, 2005]. Для всех трех наборов событий показана систематическая зависимость вероятности инжекции от величины параметра энтропии в ночной части геостационарной орбиты, то есть от магнитной конфигурации хвоста. В конце раздела дополнительно к упомянутым выше наборам событий добавлены события инжекций плазмы с резким и отчетливым фронтом диполизации, зарегистрированные спутниками Van Allen Probe (VAP) на расстояниях 4–5 RE от Земли, и для обобщенного набора событий представлено распределение величин Bz компоненты магнитного поля на геостационарной орбите, рассчитанной по модели TA15 [Tsyganenko and Andreeva, 2015] в моменты инжекций. В этом представлении также ярко выражена систематическая зависимость вероятности инжекции плазмы во внутреннюю магнитосферу от состояния магнитной конфигурации ночной магнитосферы. Раздел 2.4 содержит обсуждение результатов и выводы, касающиеся факторов, контролирующих глубину проникновения НСТ во внутреннюю магнитосферу, и связи НСТ с инжекциями плазмы в эту область. Сделан вывод о том, что вероятность инжекции во внутреннюю магнитосферу (и проникновения НСТ в эту область) в первую очередь зависит от магнитной конфигурации хвоста (радиального распределения параметра энтропии в фоновой плазме). Отмечено, что лишь 1/3 всех НСТ, зарегистрированных на входе во внутреннюю область достигла геостационарной орбиты, и большинство течений останавливается на расстояниях 7–10 RE от Земли. Также в разделе кратко обсуждены причины численных различий в величинах параметра энтропии, рассчитанных двумя разными способами (по формуле W 06 и по эмпирическим моделям).

Исследование характеристик НСТ в области их остановки

В данной главе исследуются события, в которых изолированные НСТ регистрируются на входе во внутреннюю магнитосферу (г -8-15 RE). Используется два набора событий: (а) события с НСТ, зарегистрированными спутником Geotail (1995-2005 гг.), и (б) события из работы [Dubygin et ah, 2017] (спутники THEMIS, 2008-2009 гг.). Инжекции на геостационарную орбиту являются удобным показателем глубины проникновения НСТ. Предполагается, что прошедший до геостационарной орбиты (или глубже) изолированный НСТ должен создать инжекцию плазмы в этой области, которая также может быть обнаружена в долготном секторе большой протяженности по резкому возрастанию потоков энергичных частиц (с дисперсией по энергиям) вследствие их азимутального движения вдоль дрейфовых оболочек. В такой ситуации диагностика глубины проникновения слабо зависит от долготного положения спутника на геостационарной орбите. Кроме того, на геостационарной орбите распределено по долготе большое число спутников LANL (до 6 спутников в указанные годы), измеряющих потоки энергичных частиц. Следует также отметить, что НСТ являются сильно структурированными объектами с небольшим поперечным размером, и зачастую наблюдаются сильные вариации плазменных и магнитных параметров внутри этих объектов.

Рассматриваемые события НСТ, которые регистрировались спутником Geotail в период с 1995 по 2005 год, отвечали следующим критериям отбора. Во-первых, во всех событиях спутник находится на расстоянии 8-15 RE от Земли в долготном секторе +3 часа MLT от полуночи. Во-вторых, учитывая, что скорость НСТ вблизи внутренней магнитосферы значительно падает (см. раздел 1.2), для идентификации событий в этой области применялся критерий на одновременный резкий рост компоненты магнитного поля Bz 5 нТ (явление диполизации) и скорости переноса магнитного потока \v X В \у 1 мВІм (для сравнения, средняя величина поля конвекции в хвосте Еу 0.2 мВІм). В третьих, как минимум в течение 10 минут перед началом события не должно было наблюдаться никакой активности (других НСТ), а сам спутник перед регистрацией диполизации должен был находиться в центральном плазменном слое (при 1).

Первоначально при анализе этих событий и для расчета параметра энтропии по формулам (5), (6), (7) {{Wolf et ah, 2006]; см. раздел 1.4) использовались данные прибора LEP (Low Energy Particles, частицы с энергиями Ss 40 кэВ), имеющие 12-секундное разрешение. Дальнейший анализ показал необходимость учета более высокоэнергичных частиц, потоки которых измеряются прибором EPIC (Energetic Particle and Ion Composition, энергии электронов 35 кэВ и протонов 8 кэВ) — высокоэнергичная часть спектра в некоторых событиях вносит поправку в 100% и более в величины плазменного давления p и параметра энтропии S = pV. Данные прибора EPIC оказались доступными не для всех отобранных событий, поэтому их число в итоге уменьшилось с 200 до 100. Кроме этого, временное разрешение анализируемых данных упало до 1-минутного.

После отбора все события были разделены на две группы — события НСТ, после которых наблюдается инжекция на геостационарной орбите (группа 6.6Inj) и события без инжекции (группа No6.6Inj). Для определения наличия инжекции на геостационарной орбите использовались данные спутников LANL, расположенных на разных долготах и измеряющих потоки частиц с энергиями 50 кэВ. В работе [Liou et al., 2001] была проведена оценка временной задержки между началом взрывной фазы суббури (по авроральным наблюдениям) и инжекцией на геостационарную орбиту (GEO, спутники LANL). Оценка этой задержки получилась равной от 2 до 8 минут. В связи с этим, идентификация инжекций проводилась по следующим критериям: (1) увеличение потоков энергичных частиц должно наблюдаться не позднее 10 минут после регистрации фронта диполизации на спутнике Geotail; (2) увеличение потоков до фактора 2 в течение 5 минут должно происходить в двух или более энергетических каналах геостационарного спутника для протонов или (и) электронов. При идентификации инжекций в основном использовались данные спутников, расположенных ближе к полуночи, где наблюдался бездисперсный рост потоков частиц. Однако, в тех случаях, когда в околополуночном секторе не было спутников, использовались данные спутников, расположенные вне этого сектора. В этих случаях наблюдались инжекции с дисперсией, а в критерий (1) вносилась небольшая поправка для учета времени дрейфа частиц. В некоторых случаях отчетливые признаки одиночной инжекции наблюдались сразу на двух и более спутниках. Оказалось, что, как и в работе [Boakes et al., 2011], примерно в 1/3 событий наблюдаются сложные вариации потоков энергичных частиц. После исключения этих событий из рассмотрения, как и событий с отсутствующими данными спутников LANL, осталось 61 событие. Пространственное расположение спутника Geotail в этих событиях показано на рисунке 15. Красными точками и синими окружностями отмечены события с инжекцией (23 события, группа 6.6Inj) и без инжекции (38 событий, группа No6.6Inj), соответственно.

На рисунке 16а представлены различные характеристики рассматриваемых НСТ. Индексом “max” отмечены максимальные значения величин, наблюдаемых внутри НСТ в течение 3 минут после регистрации фронта диполизации, т. е. момента времени сразу перед резким ростом Bz компоненты магнитного поля (время T0). Индексом “b” отмечены значения величин соответствующие минимальному значению энтропии S = pV5/3. При расчете параметра энтропии использовались значения плазменного давления p, полученные из спутниковых данных, а расчет объема V проводился по формулам (5), (6), (7). Видно, что глубоко проникающие НСТ (группа 6.6Inj) имеют большие значения амплитуды диполизации (Bz,max) и значения давления (pb), меньшие значения параметра энтропии (Sb), в сравнении с НСТ, останавливающимися дальше от Земли (группа No6.6Inj). Кроме того, нет заметных различий в скорости для этих двух групп (x,b). Интересно, что глубоко проникающие НСТ в большинстве своем наблюдаются близко к геостационарной орбите (r 10 RE), в то время как НСТ группы No6.6Inj доминируют на расстояниях r 11 RE (см. рис. 15).

Роль конфигурации хвоста магнитосферы в формировании инжекций плазмы на геостационарную орбиту

Некоторая информация о магнитной конфигурации может быть получена из наблюдений параметров плазмы и распределений частиц. Например, чем выше значения плазменного давления в плазменном слое, тем более вытянутой является конфигурация силовых линий в хвосте магнитосферы. Питч-угловые распределения частиц (питч-угол — угол между направлением скорости частицы и вектором магнитного поля В), наблюдаемые над ионосферой, также могут служить источником информации о степени вытянутости силовых линий [Sergeev et ah, 1993; Власова и Калегаев, 2014]. Во внутренней магнитосфере величина магнитного поля В велика, а радиус кривизны силовых линий Rc ( B/S7B) имеет большую величину. В этой области при движении заряженной частицы сохраняется первый адиабатический инвариант ц = Е sin2 а/В ( — питч-угол частицы), так как везде вдоль силовой линии гирорадиус частицы р « В /VB. При сохранении инварианта и полной энергии Е частица совершает периодические колебания вдоль силовой линии магнитного поля между точками отражения с одинаковой величиной магнитного поля Вт = sin2а/В. Если точка отражения находится на высоте ионосферы или ниже, то частица поглощается и прекращает свое периодическое движение вдоль силовой линии (высыпающиеся частицы). Сохранение величины Вт означает, что захваченные частицы не могут стать высыпающимися (и наоборот), поэтому во внутренней магнитосфере (т. е. на низких и средних широтах над ионосферой) наблюдаются сильно анизотропные по питч-углу высыпания заряженных частиц с пустым конусом потерь.

При удалении от Земли в хвост магнитосферы радиус кривизны силовой линии магнитного поля Rc в ее экваториальной части уменьшается, как и величина магнитного поля В. На определенном расстоянии от Земли радиус кривизны Rc становится сопоставим с ларморовским радиусом р частиц соответствующей энергии, массы и заряда, что приводит к нарушению сохранения первого адиабатического инварианта для этих частиц и их рассеянию в конус потерь. При этом вне токового слоя радиус кривизны силовой линии по-прежнему велик, и рассеяния не происходит. Траекторные расчеты с использованием простейших одномерных моделей токовых слоев без учета [Sergeev and Tsyganenko, J982] и с учетом дипольного магнитного поля Земли [Sergeev and Malkov, 1988] показали зависимость амплитуды питч-углового рассеяния от параметра К = Rc/p ( равна разнице питч-углов частицы до и после прохождения ею токового слоя хвоста). При помощи тех же траекторных расчетов была проведена примерная оценка порогового значения этого параметра Kcr = Rc/p « Bi/(G dBr/dz) = 8, (9) при котором амплитуда рассеяния становится сопоставимой с размером конуса потерь (здесь В2иВг — нормальная и радиальная, соответственно, по отношению к нейтральному токовому слою компоненты магнитного поля, а G = mv/e — жесткость частицы). В работе [Delcourt et ah, 1996], в которой проводились траекторные расчеты движения протонов в модели магнитного поля Т89 [Tsygcmenko, 1989], исследовалась зависимость амплитуды питч-углового рассеяния от параметра к = y/?c/p. Полученное пороговое значение ксг = 2.6 согласуется с выше приведенным значением Ксг (к г = 6.76).

Согласно условию (9) эффективность питч-углового рассеяния в токовом слое хвоста для частиц определенного сорта и энергии определяется околоэкваториальным (т. е. в области, где [В,г) « 0) радиусом кривизны силовой линии Rc, т. е. определяется магнитной конфигурацией магнитосферы. Ближе к Земле от области в токовом слое, характеризующейся значением Ксг « 8, на малых высотах должны наблюдаться сильно анизотропные по питч-углу распределения частиц соответствующего сорта и энергии, а дальше в хвост от этой области распределения должны быть изотропными в пределах конуса потерь. В свою очередь, граница в нейтральном токовом слое, разделяющая адиабатическое и неадиабатическиое движение частиц должна соответствовать над ночной ионосферой на высоких широтах (авроральный овал) экваториальной границе изотропных высыпаний частиц (изотропная граница, ИГ). Изотропные границы частиц разного сорта и энергии над ионосферой в действительности обычно четко определены и хорошо наблюдаются по резкому падению отношения потока высыпающихся частиц к потоку захваченных частиц. Существует большое число спутников, измеряющих потоки энергичных заряженных частиц и находящихся на низковысотных ( 800 км) полярных орбитах с периодом обращения 100 минут. Изотропные границы, регулярно наблюдаемые этими спутниками, являются прямым отображением характеристик магнитного поля, определяющих амплитуду питч-углового рассеяния в токовом слое (т. е. заполнение конуса потерь), а потому могут служить полезной и доступной характеристикой магнитной конфигурации ночной магнитосферы.

Численный критерий (9) используется в большинстве работ, связанных с процессом питч-углового рассеяния [например, Shevchenko et al., 2010; Yue et al., 2014; Liang et al., 2014], несмотря на то, что до сих пор не было проведено экспериментальной проверки существования порогового значения Kcr и его величины. Из формулы (9) следует, что чем больше энергия заряженных частиц, тем ближе к Земле должна располагаться соответствующая им область в ночной экваториальной магнитосфере, в которой 8, а изотропная граница этих частиц должна наблюдаться на более низких широтах (рис. 24а). Однако в области ночного аврорального овала даже в периоды слабой магнитосферной возмущенности можно наблюдать картины изотропных высыпаний протонов, отличающиеся от представленных на рисунке 24а. В недавно опубликованной работе [Sergeev et al., 2015b] было проведено статистическое исследование морфологии ИГ, наблюдаемых над ночной ионосферой. Авторы работы обнаружили морфологические особенности ИГ, не согласующиеся с процессом питч-углового рассеяния в токовом слое хвоста магнитосферы. В частности, во многих исследуемых событиях наблюдалось пространственное совпадение изотропных границ протонов 30 и 80 кэВ (пример на рисунке 24б), частые и резкие скачки потоков высыпающихся частиц вблизи ИГ и появление сильно локализованных (десятые градуса исправленной магнитной широты) изотропных высыпаний экваториальнее основной ИГ. Кроме этого, было показано, что изредка могут наблюдаться ИГ с аномальной дисперсией по энергиям — ИГ протонов 80 кэВ могут быть расположены полярнее ИГ протонов 30 кэВ. Эти особенности протонных ИГ могут быть объяснены существованием других явлений и механизмов, помимо процесса питч-углового рассеяния в токовом слое, способных приводить к нарушению адиабатического движения протонов, находящихся на замкнутых силовых линиях. К таковым, например, относятся электромагнитные ионно-циклотронные волны (ElectroMagnetic Ion Cyclotron, EMIC). Эффективность рассеивания протонов EMIC волнами наиболее надежно установлена для отдельно стоящих структур, которые могут наблюдаться и значительно экваториальнее ИГ [Yahnin and Yahnina, 2007]. [Liang et al., 2014] продемонстрировали два события, в которых EMIC волны наблюдались в экваториальной магнитосфере в том же секторе, что и ИГ протонов 1–20 кэВ с аномальной дисперсией по энергиям.

Характеристики выборки данных, влияющие на точность проецирования и реалистичность модели магнитного поля экваториальной магнитосферы

При интерпретации полученных значений параметра K = Rc/ в области проекций изотропных границ протонов 30 и 80 кэВ важно учитывать, что проецирование проводилось при помощи модели. При построении конфигураций адаптивной модели АМОЗ в каждом событии использовались единичные измерения 3-х (редко 5) спутников THEMIS, располагавшихся в окрестности нейтрального токового слоя на расстояниях 5-11 RE от Земли в окрестности проекций ИГ. Наличие спутников THEMIS-A и THEMIS-E, имеющих практически совпадающие координаты X и 7, но разнесенных по оси Z на расстояние в 1 RE, должно обеспечить наилучшее описание моделью АМ03 плотности тока и радиуса кривизны силовых линий реального магнитного поля экваториальной магнитосферы в этой области. Для оценки точности построенных модельных конфигураций и проецирования был введен ряд параметров, потенциально влияющих на достоверность полученных результатов. Среди них учитывалось положение проекции ИГ относительно спутников THEMIS (A/?i и Д/?2 рисунки 25д и 25е, соответственно), величина невязки между модельными и реальными магнитными полями ( и , рисунки 25з и 25ж, соответственно), измеряемыми этими спутниками, а также уровень изменчивости наблюдаемого магнитного поля (, рисунок 25и). С использованием этих параметров все события были разделены на две группы, с наибольшей и наименьшей точностью проецирования и вычисления параметра K, для их сравнительного анализа.

Согласно предыдущим модельным траекторным расчетам [Sergeev et al., 1993, Delcourt et al., 1996] область в нейтральном токовом слое хвоста, которой соответствуют наблюдаемые над ионосферой ИГ протонов, должна характеризоваться значением параметра K 8. В разделе 3.5 показано, что для тех случаев, в которых проецирование изотропных границ протонов 30 кэВ и 80 кэВ и вычисление величины параметра K проводились с наибольшей точностью (группа “D1”), его значения лежат в интервале от 4 до 35. В остальных событиях, в которых точность проецирования и вычислений была хуже (группа “D2”), в точках проекций этих границ величины параметра K лежат в широком интервале от 4 до 68. Наиболее вероятно, что значения K 35 не отражают реальных характеристик магнитного поля в области проекций протонных изотропных границ, так как они появляются только в событиях группы “D2”. Общая нижняя граница значений параметра K ( 4, рис. 27 и 28) для всех событий является подтверждением существования границы в ближней к Земле части нейтрального токового слоя хвоста, начиная с которой и дальше в хвост происходит питч-угловое рассеяние протонов 30 кэВ и 80 кэВ. Наибольшее число значений K лежит в интервале от 4 до 16, что соответствует предсказываемой величине K 8 с точностью до фактора 2 (указывающий на возможную неточность процедуры анализа). Значения, не попавшие в этот интервал, могут быть объяснены присутствием в ночной магнитосфере волновых процессов, приводящих к высыпаниям протонов в окрестности их изотропных границ или существованием резких градиентов магнитного поля, которые не могут быть отображены в модельных магнитосферных конфигурациях.

В работе [Yang et al. 2013] по данным моделирования подготовительной фазы суббури было получено, что в условиях сильной конвекции на границе с внутренней магнитосферой может происходить группировка траекторий инжектированных частиц, которое приводит к формированию резких радиальных градиентов магнитного поля в этой области. Однако, процесс рассеяния в токовом слое хвоста даже при условии существования резких градиентов магнитного поля не может приводить к формированию изотропных границ с аномальной дисперсией по энергии [Sergeev et al., 2015b]. Как уже говорилось в разделе 3.2, в работе [Liang et al., 2014] была показана возможность существования в плазменном слое хвоста EMIC волн, способных рассеивать протоны с энергией от 1 кэВ в конус потерь. Наиболее благоприятные условия для появления EMIC волн существуют в областях с холодной плазмой — в плазмосфере. Сопоставление положения плазмопаузы и проекций изотропных границ протонов в токовый слой хвоста магнитосферы показало, что подавляющее большинство проекций, которым соответствуют значения K 16, находятся на расстоянии не более 1 RE от плазмопаузы или внутри плазмосферы (рис. 29). В то же время, близкое к плазмопаузе расположение проекций изотропных границ, для которых 4 K 16, достигается лишь в условиях аномально больших размеров плазмосферы (8–9 RE). Опираясь на результаты предыдущих исследований, можно сказать, что наиболее вероятно пороговое значение параметра K в хвосте магнитосферы для протонов 30 кэВ и 80 кэВ, при котором в токовом слое хвоста амплитуда питч-углового рассеяния становится больше конуса потерь, соответствует значению 8 (с точностью до фактора 2). Однако, в дополнение к рассеянию в токовом слое, высыпания энергичных протонов в окрестности их изотропных границ могут формироваться и за счет волновых процессов (EMIC волны и др.).

Величина параметра K в точке проекций изотропных границ на экватор для канала “P1” (протоны 30–50 кэВ) в большинстве событий оказалась больше величины этого параметра в точке проекции изотропной границы, наблюдаемой в канале “P2” (протоны 80–125 кэВ). Подобное поведение величины параметра K может объясняться недостаточно большими модельными радиальными градиентами поля по сравнению с реальными. Однако, возможно, что критическое значение параметра K, различается для протонов разных энергий. Следует также учитывать, что EMIC волны более эффективны при рассеянии протонов меньших энергий [Liang et al., 2014], чем также можно объяснить отличающиеся значения параметра K для протонов разных энергий в точках проекций их изотропных границ, которые потенциально были сформированы не процессом рассеяния в токовом слое (K 16). Этот вопрос требует дальнейших исследований.