Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Теоретические и экспериментальные исследования инжекции ионосферных ионов в магнитосферу (обзор) 22
1.1. Стационарные и нестационарные модели полярного ветра 23
1.2. Экспериментальные исследования восходящих потоков ионосферных ионов 42
Глава 2. Теория масс - спектрометрических измерений тепловой плазмы на космических аппаратах 55
2.1 Моделирование спутниковых измерений функций распределения и макропараметров тепловой плазмы 58
2.2 Моделирование измерений энерго - угловыми масс - спектрометрами 65
2.2.1 Прибор ДИКСИОН 65
2.2.2 Прибор ГИПЕРБОЛОИД 83
2.3 Влияние температурной анизотропии и потенциала спутника 89
Глава 3. Моделирование пространственного распределения электрического поля вокруг космических аппаратов 103
3.1 Моделирование распределения электрического поля вблизи космических аппаратов для сильно разреженной плазмы 107
3.1.1. Численная схема и многосеточный алгоритм решения 107
3.1.2 Адаптация вычислительного алгоритма для спутника Авроральный зонд 111
3.1.3 Результаты модельных расчетов электрического поля вокруг спутника Авроралъный зонд 114
3.2 Модель ленгмюровского слоя вблизи космического аппарата простой формы 120
3.2.1 Геометрия модели 122
3.2.2 Гидродинамический подход. Кинетический алгоритм 123
3.2.3 Метод крупных частиц (РІС метод) 126
3.2.4 Результаты численного моделирования 130
3.2.5 Влияние магнитного поля 135
Глава 4. Моделирование нестационарных процессов в тепловой плазме полярной магнитосферы 140
4.1. Нестационарная гидродинамическая модель тепловой плазмы TUBE7.142
4.1.1 Система уравнений модели 142
4.1.2. Геометрия модели 143
4.1.3 Нейтральная атмосфера и скорость ионизации 144
4.1.4. Химические реакции 145
4.1.5 Силы трения 149
4.1.6. Коэффициенты теплопроводности, скорости нагрева и охлаждения 151
4.1.7 Вычислительные алгоритмы. Скорость нейтрального ветра 152
4.1.8. Вычислительные алгоритмы. Температуры заряженных частиц 154
4.1.9 Вычислительные алгоритмы. Концентрации и скорости ионов 155
4.2 Моделирование нестационарных процессов в тепловой плазме полярной магнитосферы 159
4.2.1 Влияние начальных условий на режим истечения тепловой плазмы и характерные времена установления 159
4.2.2 Моделирование движений тепловой плазмы при электронном разогреве 163
4.2.3 Моделирование быстрых конвективных движений («поляризационного джета») 174
Глава 5. Экспериментальные измерения ионов Н+ и 0+ в полярной ионосфере и магнитосфере 184
5.1. Измерения тепловых ионов 0+ на высотах до 2 000 км со спутника Ореол-3 184
5.2. Наблюдение полярного ветра на ночной стороне полярной шапки на высотах 2-3 RE по измерениям спутника Интербол-2 194
Заключение 220
Список литературы 222
- Стационарные и нестационарные модели полярного ветра
- Прибор ДИКСИОН
- Влияние магнитного поля
- Наблюдение полярного ветра на ночной стороне полярной шапки на высотах 2-3 RE по измерениям спутника Интербол-2
Введение к работе
Актуальность проблемы
Исследование движений тепловых ионов в магнитосфере, процессов оттока ионосферных ионов в магнитосферу является одной из важнейших задач физики ионосферно-магнитосферных взаимодействий. В настоящее время основным механизмом выноса легких тепловых ионосферных ионов Н4" и Не+ в магнитосферу считается так называемый полярный ветер, стационарная теория которого была предложена в 1968-1969 гг. Бэнксом и Холзером, в последующие четыре десятилетия эта теория развивалась и уточнялась. Были разработаны модели, в основе которых лежало не только гидродинамическое приближение, но и кинетическое, квазикинетическое, 13-моментное приближения. Существуют модели, основанные на методах Монте - Карло и крупных частиц, однако основные принципы, положенные в основу гидродинамической модели полярного ветра, оставались неизменными.
Классический стационарный полярный ветер на больших высотах представляет собой поток легких ионов ионосферного происхождения, движущихся под действием сил амбиполярной диффузии со сверхзвуковыми скоростями вдоль силовых линий магнитного поля Земли.
_1_ Я 9 1
Величина такого потока для ионов Н достигает значения 10 см с" ,аего скорость « 20 км с"1 и более на высотах нескольких RE. Более тяжелые
ионы О вследствие гравитационного притяжения в стационарных условиях способны достичь лишь небольших скоростей в несколько десятков метров в секунду. Поэтому считается, что поток ионов за счет классического полярного ветра состоит только из легких ионов Н+ и Не+.
Повышение интереса к процессам выноса ионосферных ионов в магнитосферу произошло в начале 80-х годов. Оно было связано, с одной стороны, с существенным прогрессом в области масс-спектрометрии тепловой плазмы со спутников, что позволило получить ряд экспериментальных фактов, которые не укладывались в рамки стационарной теории полярного ветра. С другой стороны, развитие нового подхода к моделированию системы ионосфера-магнитосфера и появление нестационарных моделей тепловой плазмы в магнитных силовых трубках позволило количественно подойти к описанию таких нестационарных процессов, как "ионный фонтан" в каспе, нагрев и ионизация в авроральном овале, заполнение опустошенной в результате магнитной бури плазмосферной силовой трубки и др.
Экспериментальные данные, полученные в последние годы указали на наличие дополнительных, а в ряде случаев и более эффективных, процессов инжекции ионов (в особенности, ионов 0+) в магнитосферу из высокоширотной ионосферы. Значительные восходящие потоки тепловых ионов 0+, были зарегистрированы еще в 80-х годах на высотах до «1 радиуса Земли на спутнике S3-3 и на высотах до 4 радиусов Земли на спутнике Дайнэмикс Эксплорер, что было затем подтверждено измерениями на спутниках Интербол, Polar и Akebono и других. Они наблюдались преимущественно в каспе и авроральной зоне, т. е. именно там, где различные нестационарные процессы в тепловой плазме (нагрев и ионизация вторгающимися частицами, ускорение продольным и
поперечными электрическими полями, значительные развороты скорости конвекции и т.п.) наиболее характерны. Наши измерения на высотах до 2000 км со спутника Ореол-3 позволили впервые получить характеристики потоков ионов 0+ в области зарождения ионного «фонтана» в каспе и ионного «обвала» в полярной шапке.
Новый этап в исследовании тепловой плазмы полярной магнитосферы связан с международным проектом ИНТЕРБОЛ. Благодаря экспериментальным измерениям со спутника Интербол - 2 удалось решить актуальную задачу - подтвердить существование «классического» полярного ветра и получить его характеристики в около полуночном секторе полярной шапки в летний сезон, исключив из рассмотрения явления, связанными с другими механизмами энергизации и ускорения.
В силу низкой энергии истекающих потоков возникает проблема самих измерений тепловых ионов. На высотах в несколько тысяч километров спутник, как правило, заряжен положительно вследствие фотоэлектронной эмиссии и баланса токов на поверхности спутника. Наличие даже небольшого потенциала существенно искажает измеренную функцию распределения. Особенно это существенно для измерений легких ионов Н+ и Не+. Таким образом, изучение процессов взаимодействия космического аппарата и окружающей плазмы становится отдельной актуальной задачей. Ряд моделей распределения электрического потенциала вокруг спутника предложен в наших работах. Предложены также модели измерений энерго - угловыми масс спектрометрами с учетом потенциала спутника и температурной анизотропии. Вместе с тем, задача в общем виде, с учетом сложной формы спутника и конечного радиуса Дебая еще долгое время будет актуальна.
Цель работы состоит в теоретическом (путем построения математических моделей тепловой плазмы, взаимодействия спутник -плазма, моделей измерений) и экспериментальном (по данным измерений на космических аппаратах) исследовании процессов в тепловой плазме полярной ионосферы и магнитосферы. При этом основное внимание уделялось комплексному подходу к исследованию тепловой плазмы, который включает в себя:
-
Построение математических моделей измерений, которые используются для конструирования приборов и обработки данных.
-
Разработка математических моделей взаимодействия спутник -плазма и пространственного распределения электрических полей вокруг спутника.
-
Экспериментальное исследование полярного ветра и динамики тепловых ионов в каспе и полярной шапке.
-
Построение нестационарной гидродинамической модели полярного ветра и исследование на ее основе различных нестационарных процессов в полярной магнитосфере.
Научная новизна работы.
В диссертации приведены результаты, полученные автором (в ряде случаев с соавторами) в период с 1984 по 2012 год.
1. Впервые были произведены прямые измерения продольных скоростей ионов 0+ со спутника Ореол-3 в области высот полярной верхней ионосферы (400-2000 км). Обнаружено, что в условиях низкой геомагнитной активности существуют локальные области генерации восходящих потоков тепловых ионов 0+ со скоростями 0,3-0,6 км/сек. Характерными областями генерации этих "ионных фонтанов" являются
дневной полярный касп и полярная граница аврорального овала на ночной стороне.
-
Впервые по измерениям со спутника Ореол-3 экспериментально доказано существование области нисходящих потоков ионов 0+ в полярной шапке со скоростями несколько сот метров в секунду на высотах до 2000 км при низкой геомагнитной активности и восходящих потоков при высокой активности.
-
По измерениям со спутника Интербол-2 экспериментально доказано существование «классического» полярного ветра. Измеренные величины потоков и скоростей тепловых ионов Н4" в летней полярной шапке на ночной стороне соответствуют теоретически предсказанным.
-
Построена модель измерений энерго - масс - угловыми спектрометрами с учетом потенциала спутника и температурной анизотропии. Модель использовалась для обработки измерений со спутников Ореол-3 и Интербол-2 и определения режимов работы прибора Гиперболоид. Показано, что наличие температурной анизотропии и положительного потенциала спутника значительно влияет на величину ионных потоков и их угловое распределение.
-
Разработаны модель распределения электрического поля вокруг космического аппарата сложной формы в сильно разреженной плазме и модели взаимодействия заряженного космического аппарата с окружающей плазмой для конечного радиуса Дебая. Получены характерные особенности такого взаимодействия.
-
Разработана семиионная (Н4, Не+, 0+, N4", N2+, 02+, NO+) нестационарная гидродинамическая модель тепловой плазмы в магнитной силовой трубке, которая позволила теоретически исследовать динамику тепловых ионов для таких явлений как нестационарный полярный ветер, ионный фонтан в каспе, отток,
вызванный быстрыми конвекционными потоками.
Практическая и теоретическая ценность работы
Полученные в диссертации экспериментальные и теоретические результаты, касающиеся тепловых ионов в полярной верхней ионосфере, важны для понимания процессов заполнения магнитосферы тепловой ионосферной плазмой, формирования таких явлений как полярный ветер, "ионный фонтан" в каспе, продольных пучков ионов при быстрых конвекционных движениях и других факторов взаимодействия полярной ионосферы с магнитосферой. Эти результаты были использованы в ряде хоздоговорных НИР ИКИ РАН и БФУ им. И. Канта. Физические подходы к задачам моделирования нестационарных процессов в высокоширотной силовой трубке, и соответствующие алгоритмы, разработанные в данной диссертационной работе, были использованы при построении модулей пакета прикладных программ АРМИЗ, разработанного в Калининградском госуниверситете (ныне БФУ им. И.Канта) и внедренного в Мировом Центре Данных Б. Полученные результаты могут применяться и для увеличения надежности прогнозирования космической погоды.
Модели взаимодействия космического аппарата с окружающей плазмой и измерений спектрометрами тепловой плазмы могут быть использованы как при проектировании КА и приборов, так и при интерпретации экспериментальных измерений.
Достоверность результатов обеспечивается физически корректной постановкой задач моделирования, обоснованием использованных методов математического моделирования, сравнением результатов моделирования с экспериментальными данными и другими модельными расчетами, сравнением полученных экспериментальных результатов с
экспериментальными измерениями с других космических аппаратов.
Апробация и внедрение результатов работы
Результаты диссертационной работы были представлены более чем в 30 докладах на различных научных конференциях и семинарах в нашей стране и за рубежом:
Всесоюзном семинаре «Актуальные вопросы ионосферно-магнитосферного взаимодействия» (г. Мурманск, 1983г.),
Всесоюзном семинаре по ОНЧ - излучениям (г.Звенигород, 1983 г.).
Всесоюзном семинаре по математическому моделированию ионосферных процессов (г. Иркутск, 1984г.),
Международной конференции по результатам проекта АРКАД-3 (г. Тулуза, 1984 г.).
Всесоюзном совещании «Полярная ионосфера и магнитосферно-ионосферные связи» (г. Апатиты, 1984 г.).
Всесоюзном семинаре по моделированию ионосферы (г. Ростов-на-Дону, 1986 г.).
10-м семинаре по моделированию ионосферы (г. Казань, 1990)
Международной конференции «Dynamics of the magnetosphere and its coupling to the ionosphere on multiple scales from INTERBALL, ISTP satellites and ground-based observations», (г. Звенигород, 1999)
7-й Международной конференции «Spacecraft Charging Technology Conference», (Noordwijk, The Netherlands, 2001)
Конференции COSPAR «Plasma processes in the near-Earth space: Interball and beyond», (Sofia, Bulgaria, 2002)
Ассамблеях EGS (27-й в Ницце, Франция, 2002, 28-й й в
Ницце, Франция, 2003, 30-й в Вене, Австрия, 2005, 31-й в Вене, Австрия, 2006),
NATO Advanced Research Workshop «Effects of Space Weather on Technology Infrastructure (ESPRIT)» (Rhodes, Greece, 25-29 March 2003
Международной конференции памяти Ю. И. Гальперина «Auroral Phenomena and Solar-Terrestrial Relations», (г. Москва, 2003)
35-й ассамблее COSPAR (Paris, France, 2004)
Международной научной конференции, приуроченной к 200-летию со дня рождения К. Г. Якоби (Калининград, 2005)
3-й Международной научной конференции «Современные проблемы прикладной математики и математического моделирования» (Воронеж, 2009)
Международной конференции «Актуальные проблемы прикладной математики, информатики и механики» (Воронеж, 2009, 2012),
а также на семинарах ИКИ РАН, СЕТР (Франция) и БФУ им.И. Канта. Автор являлся руководителем грантов РФФИ 03-02-16749-а, 09-01-00628-а, 10-01-90717-моб-ст, 12-01-00477-а; исполнителем грантов РФФИ 98-01-00222-а, 01-01-00718-а, 04-01-00830-а, 05-01-10019-г, 10-01-05019-6, 11-01-00098-а, 11-01-00558-а, NASA grant JURRISS- NAG-8638. Результаты исследований зарегистрированы в ВНТИЦ (№ госрегистрации 01040002271).
Личный вклад автора
Практически во всех исследованиях, представленных в диссертационной работе, автору принадлежат постановка научной задачи,
разработка методики исследований, проведение обработки данных, проведение вычислительных экспериментов, анализ результатов, их интерпретация.
Благодарности.
Автор выражает благодарность соавторам своих научных работ, сотрудникам ИКИ РАН и БФУ им. И. Канта, французским коллегам из СЕТР которые оказали неоценимую помощь при выполнении этой работы.
Особая благодарность моим учителям Гальперину Ю. И. и Латышеву К. С, без отеческой опеки которых, работа никогда бы не состоялась.
Основные публикации.
По теме диссертационной работы опубликована 71 работа, включая 22 статьи в журналах, рекомендованных ВАК для опубликования результатов диссертаций. Основное содержание диссертации отражено в работах [1-42].
Стационарные и нестационарные модели полярного ветра
Одним из физических явлений, приводящих к оттоку ионосферных ионов в магнитосферу и, следовательно, влияющих как на ионную концентрацию в полярной верхней ионосфере, так и на состав ионов в магнитосфере, является так называемый полярный ветер (см., например, Banks and Holzer, 1968 [16], ВапЬ andHolzer 1969 [14], Banks andHolzer 1969 [15], Banks, 1970 [13], Holzer 1970 [104], Lemaire and Scherer, 1970 [142], . Raitt and Schunk, 1983 [195], Reme, 1986 [200]). Суть этого явления состоит в истечении легких ионов ІҐ и Не+ во внешнюю магнитосферу и в хвост вдоль силовых линий магнитного ПОЛЯ Земли, выходящих в области околоземного пространства, где давление плазмы мало. При этом, поскольку давление плазмы в ионосфере в основании соответствующих силовых трубок достаточно существенно, легкие ионы, ускоряясь вверх под действием электрического поля амбиполярной диффузии, способны преодолеть гравитационное притяжение и достичь сверхзвуковых скоростей.
Результирующая сила, действующая на ионы, складывается из сил гравитации, электрического поля амбиполярной диффузии (которая, в конечном счете, пропорциональна градиенту давления электронного газа), градиента давления ионного газа и сил трения за счет ион - ионных, ион -электронных и ион - нейтральных столкновений. Ответим, что двумя последними силами почти всегда можно пренебречь вследствие малой массы электрона и малой концентрации нейтральных составляющих на высотах, где продольные скорости легких ионов достаточно велики. Однако, наиболее сложная область высот, где происходит начальное формирование продольных движений ионов - это область высот от максимума F-слоя до высот в 2-3 тысячи км, где столкновения с нейтралами еще достаточно существенны, В высоких широтах добавляются факторы нагрева и инерции ионов при резких изменениях направления и скорости конвективных движении, что еще более осложняет картину. Средний поток истекающих из ионосферы легких ионов, как показывают теоретические оценки (см., например, Banks and Holzer 1969 [15], Banks, 1970 [13], Holzer 1970 [104], Marubashi, 1970 [167]) может достигать значительной величины (для ионов Н порядка 10 см" . с"). Эта последняя величина, контролируемая, главным образом, скоростью реакции перезарядки Н + О - Н + О, может варьировать при наличии явлений разогрева и/или ускорения ионов, например, за счет продольного электрического поля в авроральных областях, взаимодействия волна-частица (например, циклотронный нагрев ионов по поперечной компоненте в областях продольных токов Ungstrrup et al, 1979 [254], Dusenbery and Lyons, 1981 [62], Lysak et ah, 1980 [162]), нагрева ионов на мелкомасштабных квазистатических электрических полях {Антонова, 1983 [301]) и т.п. Существенной оказывается и величина электронной температуры, особенно резко меняющаяся над дискретными авроральными формами.
Термин "полярный ветер" был введен в 1968 году Аксфордом (Axford, 1968 [8]) . Для того чтобы объяснить резкое понижение концентрации атомов Не в верхней термосфере, особенно на высоких широтах, Аксфорд предположил существование потока ионов ЕҐ и Не+ из ионосферы со скоростями, достигающими сверхзвуковых значений. Как было показано Бэнксом и Холзером (Banks and Holzer, 1968 [16], Banks and Holzer 1969 [14, 15]), основные уравнения, описывающие явления полярного ветра, аналогичны гидродинамическим уравнениям для солнечного ветра. Необходимо отметить, что сверхзвуковое истечение в магнитосферу легких ионов типа полярного ветра определяет процессы диссипации ионов из верхней атмосферы, аналогичные диссипации нейтралов (описание таких процессов в рамках кинетической теории дано Десслером и Мичелом (Dessler and Michel, 1966 [58]).
Стационарная гидродинамическая теория полярного ветра, считающаяся в настоящее время классической, построенная Бэнксом и Холзером, затем развивалась и уточнялась во многих работах. В настоящее время существуют как стационарные, так и нестационарные модели полярного ветра. Среди стационарных можно отметить гидродинамические {Banks and Holzer 1969 [14], Banks and Holzer 1969 [15], Strobel and Weber, 1972 [238], Banks, 1973 [12], Bailey andMoffett, 1974 [9], Banks et al, 1974 [17], Raitt et al, 1975 [196], Banks et al, 1975 [18], Raitt et al, 1977 [199], Поляков и др., 1978 [379], Raitt et al, 1978 [197], Raitt et al, 1978 [198], Ottley and Schunk, 1980 [191], Schunk et al, 1978 [211]), кинетические и квазикинетические (Lemaire, 1972 [139], Holzer et al, 1971 [103], Lemaire and Scherer, 1970 [142], Lemaire and Scherer, 1971 [143], Lemaire and Scherer, 1972 [140], Lemaire and Scherer, 1973 [141], Коен и др. 1976 [353], Коен и др. 1976 [357], Коен и Хазанов, 1983 [355], Barakat and Schunk, 1983 [23], Barakat and Schunk, 1984 [21], Barakat and Schunk, 1984 [22], Коен, 1983 [352]) и квазигидродинамические, основанные на решении системы обобщенных уравнений переноса в 13-ти моментном приближении Грэда {Schunk and Watkins, 1979 [214], Schunk and Watkins, 1981 [215], Schunk and Watkins, 1982 [216], Ораевский и др., 1985 [377], Khazanov et al., 1984 [131]) (более подробно см. обзорные работы Demars and Schunk, 1987 [52], Moore and Horwitz, 2007 [173]).
Стационарные гидродинамические модели различаются степенью сложности решаемой системы уравнений. Так, в систему уравнений могут быть включены уравнения непрерывности и движения для трех Н+ Не+ и 0+ или двух ЬҐ - 0+ ионов, причем высотное распределение ионных и электронной температур являлось заданным параметром моделей. Работы Banks, 1973 [12], Bailey and Moffett, 1974 [9] посвящены анализу температурной структуры, полярного ветра, работы Raitt et al, 1978 [197], Raitt et al, 1978 [198], Ottley and Schunk, 1980 [191] -более подробному исследованию оттока ионов Не+, наконец, в работах Banks et al, 1974 [17], Raitt et al, 1975 [196], Banks et al, 1975 [18], Raitt et al, 1977 [199] используется полная система гидродинамических уравнений, в которой совместно с уравнениями непрерывности и движения решаются также уравнения теплового баланса для электронов и ионов. Отметим, что наряду с большим числом работ, опирающихся на численные методы решения системы гидродинамических уравнений, в работе Поляков и др., 1978 [379] получены аналитические решения для задачи полярного ветра.
На основании расчетов по стационарным математическим моделям в 70-80-е года прошлого столетия были сформулированы основные характеристики "классического" полярного ветра:
1. Скорости истекающих из ионосферы легких ионов Н+ на некоторой высоте, зависящей от геофизических условий, становятся сверхзвуковыми и могут достигать величины 10-20 км с"1 на высотах h& RE, радиуса Земли. (Скорости ионов Не+ соответственно 0,7 - 2 км.с"1).
2. Поток FH+ ионов КҐ, истекающих из ионосферы ж 2-8 108 CM V1 (поток нормирован на высоту 1000 км), а поток ионов Не FHe+ 2-4 10 см с"
3. Скорости и, следовательно, потоки ионов 0+ незначительные, соответственно V0+ 50м с"1 и F0+ 105 см"2 с"1.
4. Высота критической точки hc т.е. точки перехода на сверхзвук, может меняться в пределах от hc 1500 км до нескольких тысяч километров в зависимости от геофизических условий.
5. Высота перехода к преобладанию ионов Н+ также может меняться в широких пределах.
6. Температуры ионов Тн+ ,Т0+ и электронов Те меньше, чем 1 эв.
Типичные профили концентраций и скоростей ионов Н+ Не+, 0+ представлены на рис. 1.1 и 1.2. Расчеты были приведены в работе Banks and Holzer, 1969 [15] для Т; = Те = 3000К и Тп = 750К.
Прибор ДИКСИОН
Описание прибора и его функционирование
В комплекс бортовых научных приборов, предназначенных для волновых и плазменных измерений на спутнике «Ореол-3» (проект АРКАД-3 входит энерго - масс - угловой анализатор ионов ДИКСИОН (DYCTION - Dynamics Composition and Temperature of Ions), позволяющий измерять основные макроскопические характеристики тепловой плазмы: концентраций, температуру, вектор скорости ионов, и кроме того, в определенных режимах работы, энергию и угловое распределение пучков сверхтепловых ионов с энергиями от 30 до 100 эв {Berthelier et al, 1982 [28]). Прибор сконструирован и изготовлен в CRPE (Centre de Recherche de Physigue de l Environnement) Сен-Мор, Франция, под руководством Ж. - Ж. .Бертелье при сотрудничестве с ИКИ АН СССР (ведущий - к. ф. -м. н. В. А. Гладышев).
В данной главе мы рассмотрим некоторые режимы работы прибора (подробнее см. Berthelier et al, 1982 [28]), а также разработанную нами методику обработки данных, переданных через бортовую ЭВМ CN2B в режиме запоминания.
Установка прибора на спутнике.
Ореол-3 представляет собой трехосно ориентированный на Землю спутник системы АУОС-3 с возможным отклонением от номинальной ориентации по каждой из трех осей до ±20 (Khmyrov et al, 1982 [133]). При идеальной ориентации ось X спутника направлена по вектору его скорости, ось Z - по вертикали от Земли в плоскости орбиты.
Прибор ДИКСИОН (точнее, его входной и электронный блоки) установлен на штанге длиной 1,2 м, выдвинутой вперед в направлении оси X спутника, т. е, вдоль среднего направления вектора скорости, ось Z прибора совпадает с осью Z спутника (рис. 2.1). Такой выбор места установки прибора позволяет, с одной стороны, избежать сильных искажений функции распределения набегающих ионов, возникающих вследствие ненулевого потенциала спутника относительно плазмы, а с другой, максимально увеличить свободное поле зрения прибора. Особо необходимо отметить меры, предпринятые для максимально возможного выравнивания и снижения потенциала спутника: эквипотенциализацию всех элементов, поверхности спутника, включая металлизацию его солнечных батарей. Благодаря этому даже в условиях сильных полярных сияний потенциал спутника практически никогда не превышал величины « 5 вольт, что особенно важно при измерениях тепловых ионов. Для того чтобы и такой положительный потенциал спутника не оказывал серьезного влияния на экспериментальные измерения, на входную поверхность прибора ДИКСИОН подавался отрицательный относительно спутника потенциал величиной до -5 вольт (конкретное значение этого потенциала от сеанса к сеансу задавалось командой с Земли).
Вес прибора ДИКСИОН, включая термоизоляцию, - 13,5 кг; максимальные размеры входного и электронного блоков - 350x310x260мм.
Устройство прибора.
Прибор ДИКСИОН представляет собой масс-спектрометр, позволяющий получать как угловые, так и энергетические зависимости измеряемых потоков одновременно для трех ионов - РҐ, Не+ и 0+ либо какого-либо одного, включая N4", N2+, NO+, 02+. Спектрометр работает «on line» с бортовой ЭВМ CN2B и состоит из трех основных подсистем: входной электростатической системы, позволяющей определять направление прихода ионов и проводить энергетический анализ ионного потока, классического магнитного анализатора (типа Маттау-Герцога), в котором ионы разделяются по массе, и детектирующей системы (рис. 2.2).
Электростатическая система состоит из трех основных частей:
1). Входная система состоит из 91 окна, расположенных на тороидальной поверхности (13 горизонтальных рядов и 7 вертикальных колонок). Входные окна являются коллиматорами, определяющими направление прихода ионов. Поле зрения каждого окна « ± 2. Направление осей зрения соседних окон составляют угол 10. Внешний вид системы представлен на фото (рис 2.3).
За окнами расположены сетки Si и S2, на которые подается контролирующее напряжение. Это позволяет либо запирать окно для входа ионов, либо в открытом окне осуществлять энергетический анализ измеряемого потока ионов с помощью задерживающего потенциала на сетке GR2. Поочередно открывая (электрически) различные окна, можно определять угловые зависимости потоков ионов. Избранная геометрия входной системы прибора дает возможность определять направление прихода ионов в интервале углов ±30 по горизонтали и ±60 по вертикали относительно центрального окна прибора.
2). Дефлектор - (отклоняющие пластины) позволяет соответствующим подбором напряжения фокусировать ионы, прошедшие заданные вертикальные колонки окон, и направлять их на вход тороидального анализатора, Выбранная форма отклоняющих пластин собирает ионы в интервале ±30 в горизонтальной плоскости.
3). Тороидальный анализатор фокусирует ионные пучки, полученные на выходе дефлектора, и формирует квазицилиндрический пучок для дальнейшего магнитного анализа. Тороидальный анализатор способен фокусировать пучки, имеющие отклонение ±60 от центрального направления в вертикальной плоскости дефлектора.
Таким образом, пучок ионов, прошедший через любое из 91 окон с максимально возможными угловыми отклонениями ±30 по горизонтали и ± 60 по вертикали с помощью фокусировок сначала в дефлекторе, а затем в тороидальном анализаторе преобразуется в узкий цилиндрический пучок, имеющий определенное направление на выходе электронно-оптической системы прибора.
Магнитный анализатор, на который поступает сформированный пучок, разделяет его по массам и на выходе выдает три пучка ионов - ИҐ, Не+ и 0+, которые фокусируются по соответствующим направлениям и детектируются параллельно тремя системами. Изменяя постоянное напряжение, приложенное к анализатору, можно регистрировать в детекторе для ионов 0+ ионы N+, N2+, NO+ или 02+, однако фактически в полете это делалось считанное число раз.
Каждая система детектирования ионов представляет собой ионно-электронный преобразователь, в котором вторичные электроны, выбитые ионами из мишени, после ускорения электрическим полем детектируются микроканальной пластиной. Энергетический фильтр, через который проходят вторичные электроны, позволяет автоматически регулировать долю полного потока вторичных электронов, пропускаемую на микроканальную пластину (МКП). Это дает возможность устанавливать поток электронов на МКП в заданных пределах при широком изменении потока ионов. Коэффициент ион-электронного преобразования зависит от условий в окружающей плазме и устанавливается бортовой ЭВМ в реальном времени. Его величина имеет 6 ступенек и может изменяться от 1/1024 до 1. Использование адаптивно изменяющегося коэффициента ион - электронного преобразования позволяет резко расширить динамический диапазон прибора и устранить опасность чрезмерного облучения детектора (МКП) регистрируемыми частицами.
Влияние магнитного поля
Рассмотрим результаты моделирования распределения потенциала, заряда и концентраций для ситуации, когда направление магнитного поля перпендикулярно направлению скорости спутника и плазмы и направлено вдоль оси OZ. Параметры окружающей плазмы и константы моделирования аналогичны тем, что использованы в предыдущих расчетах.
Распределение заряда в относительных единицах определяется пониженной ионной концентрацией за спутником (ионная тень) и электронной концентрацией, на распределение которой имеет большее влияние дрейф в скрещенных ПОЛЯХ.
На основании рассмотренных результатов численного моделирования можно определить некоторые особенности распределения плазмы вблизи заряженного спутника. Обе численные модели показывают наличие глубокой ионной тени за спутником. Длина этого следа превышает 10 радиусов Дебая, а концентрация ионов в этой области падает с 10 частиц в кубическом сантиметре практически до нуля. Такая особенность пространственного распределения тепловых ионов значительно искажает угловое распределение и в некоторых случаях может привести к невозможности экспериментальных измерений. Распределение пространственного заряда определяется, кроме всего прочего, и направлением магнитного поля, точнее углом между направлением относительной скорости и магнитным полем. Возникающий пространственный заряд оказывает значительное влияние на форму эквипотенциалей на расстоянии нескольких радиусов Дебая от спутника и следовательно приводит к искажению траекторий измеряемых частиц. Еще более сложную картину следует ожидать в случае, когда форма спутника приближена к реальной.
Результаты этой главы опубликованы в наших работах Гальперин и др., 1993 [312], Григорьев и Зимин, 1995 [318], Зинин и др., 1995 [340], Ридлер и др., 1998 [383], Зинин и др., 1998 [341], Torkar etal, 1998 [246], Dubouloz etal, 1998, [61], Zinin et al, 1999 [292], Hamelin et al, 2001 [91], Bouhram et al, 2002 [32], Hamelin et al, 2002 [90], Rylina et al, 2002 [205], Рылина и др., 2002 [384], Zinin et al, 2002, [293], Григорьев и др., 2003 [321], Zinin et al, 2003 [298], Zinin et al, 2004 [297], Zinin and Grigoriev, 2005 [289], Григорьев и др., 2006 [322], Зинин, 2009 [333], Зинин и др., 2012 [345].
Математическая модель TUBE7 позволяет рассчитывать концентрации, температуры и скорости ионов 0+, НҐ, Не+, ТчҐ, 02+ , NO+, N2+ и электронов в интервале высот от 125 км до нескольких радиусов Земли. Ионосферные параметры вычисляются вдоль силовой линии геомагнитного поля, взятого в дипольном приближении. Силовая линия может считаться замкнутой либо уходящей в хвост магнитосферы (в дальнейшем - "разомкнутая" силовая линия). Понятия "замкнутости" и "разомкнугости" представляют различные подходы к постановке граничных условий модели и, вообще говоря, соответствуют либо режиму плазмосферной силовой трубки, либо гзежиму свободного истечения плазмы типа полярного ветра. Силовая линия может вращаться вокруг Земли вместе с верхней атмосферой (коротировать), двигаться вдоль дрейфовых траекторий конвекции либо оставаться фиксированной для избранного значения MLT. Для всех учитываемых сортов ионов решается система уравнений непрерывности, движения и теплового баланса в гидродинамическом приближении. Предполагается квазинейтральность плазмы. Более ранние версии модели TUBE, учитывающие два (0+, Н ) и три (0+, ЇҐ, Не+) сорта положительных ионов, использовались для моделирования различных нестационарных процессов в среднеширотной и полярной ионосфере {Zinin et al, 1985 [287, 288], Григорьев и др., 1986 [324], Григорьев и Латышев, 1987 [326], Григорьев и Латьпиев, 1989 [325], Зинии и др., 1989 [346], Григорьев и др., 1990 [323], Григорьев, 1991 [319], Власов и др., 1991 [309], Власов и др., 1997 [308, 310]). В отличие от подавляющего большинства математических моделей ионосферы, в которых для молекулярных ионов 02+, NO+ и N2+ решаются только уравнения фотохимического равновесия, в модели TUBE7 в полной мере учтена динамика "тяжелых" ионов. Такой подход позволяет исследовать поведение молекулярных ионов в нестационарных процессах в ионосферной плазме, таких как электронный нагрев в каспе и авроральной зоне, и поляризационный джет. Результаты расчетов свидетельствуют, что во время подобного рода возмущений молекулярные ионы могут приобретать значительное ускорение, что приводит к радикальному изменению высотных профилей концентрации на ионосферных высотах и к генерации значительных восходящих потоков, причем существенно изменяются также пространственно-временные распределения и других ионов - 0+, N+, ЇҐ и Не+.
Описанное ниже развитие моделей стимулировано результатами экспериментальных измерений, в том числе с советских и российских Ореол-3 и Интербол-2 (Дюбулоз и др., 1998 [330], Афонин и др., 1998 [301]) и зарубежных (ДЕ-2, Акебоно, Polar) спутников (см гл.1), поскольку появилась возможность сопоставления специально поставленных модельных расчетов с экспериментом.
Наблюдение полярного ветра на ночной стороне полярной шапки на высотах 2-3 RE по измерениям спутника Интербол-2
Измерения тепловой плазмы, проведенные в основном на спутниках DE-1 и AKEBONO, показали большое количество ионов 0+ над полярной шапкой на больших высотах (Gurgiolo and Burch, 1982 [88], Abe et al, 1993 [2, 3]), причем иногда плотность ионов 0+ была даже выше плотности ионов Н+. Это находилось в противоречии с классической теорией полярного ветра. Был сделан ряд попыток найти пути нагрева или ускорения тяжелых ионов, таких как 0+ и молекулярных ионов. Для описания этого явления были построены различные гидродинамические, квазикинетические модели и модели вида "частица в ячейке", с учетом таких механизмов, как центробежное ускорение ионов, их параллельное ускорение благодаря кривизне магнитных линий и конвекции, рост амбиполярного электрического поля при появлении в силовой трубке сверхтепловых электронов (Тат et al, 1995 [245], Wilson et al, 1997 [270], Khazanov et al, 1997 [132], Su et al, 1998 [243]).
Недавние измерения со спутника POLAR также показали почти постоянное присутствие ионов 0+ над полярной шапкой на высотах до 8 RE (Su et al, 1998 [242], Elliott et al, 2001 [63]). После анализа результатов измерений восходящих потоков ионов 0+ было получено, что измеренные на спутнике POLAR ионы 0+ в полярной шапке скорее всего имеют источником касп/клефт, т.е. не вызваны непосредственно эффектом полярного ветра в верхней ионосфере полярной шапки.
Приведем анализ процессов ионного оттока, сделанный нами (Чугунин и др., 2002 [397], Chugunin et al, 2004 [43, 45], Chugunin et al, 2002 [44, 46]) В полярной шапке можно различить несколько типов оттока ионосферных ионов, и только один из них обусловлен одним лишь механизмом полярного ветра.
Во-первых, это отток ионов в области авроральных токов и полей (в основном, в авроральном овале), где основная доля кинетической энергии сверхтепловых ионов 0+, как и других ионов, трансформирована из продольных токов магнитосферного происхождения посредством взаимодействия волна-частица, и/или получена из разности электрических потенциалов вдоль магнитной силовой трубки, которая в свою очередь также вызвана продольным током.
Во-вторых, это "ионный фонтан в клефте", где наблюдаются мелкомасштабные продольные токи и прямое проникновение энергичных частиц из магнитослоя, что приводит к формированию интенсивных конических пучков (коников), нагретых по поперечной компоненте скорости посредством взаимодействия волна-частица. Сверхтепловые ионы "ионного фонтана" сносятся в полярную шапку вследствие магнитосферной конвекции, если Bz - компонента межпланетного магнитного поля (ММП) отрицательна или не превышает нескольких нТ. Именно этот механизм рассматривался для интерпретации измерений со спутника POLAR в (Su et al., 1998 [242], Elliott et al, 2001 [63]).
И, наконец, это собственно механизм полярного ветра, под которым здесь понимается, как и в Dessler and Michel, 1966 [58], истечение тепловых ионов вдоль открытых силовых трубок ионосферы над полярной шапкой за счет одной лишь тепловой энергии ионосферных ионов и электронов, т.е. без продольных токов и высыпания частиц, за исключением фотоэлектронов и электронов и ионов полярного дождя. Иногда используют терминологию, в которой не разделяют эти различные типы оттока ионов из полярной ионосферы, которые обусловлены разными физическими процессами и разными источниками энергии, а, следовательно, имеют разный ионный состав, высотную зависимость, локализацию источников и т.д., называя полярным ветром любой отток ионосферных ионов вверх в полярной шапке. Такое смешение физически различных ионных потоков не всегда оправдано, т.к. различные типы потоков имеют различную морфологию. Однако они могут быть видны одновременно в точке наблюдения со спутника, и их экспериментальное разделение представляет значительные трудности. В данном параграфе делается попытка разделить в измерениях эти различные виды восходящих потоков ионов, выделить условия и случаи измерений «чистого» полярного ветра, а затем провести анализ действия этого механизма.
Для изучения полярного ветра необходимо рассортировать вышеописанные отличающиеся друг от друга источники сверхтепловых ионосферных ионов на больших высотах. В предыдущих исследованиях полярного ветра не предпринимались попытки четко отделить ионы, ускоренные в "ионном фонтане в клефте", от эффекта полярного ветра. В основном это связано с выбранными критериями для выделения области пространства, где возможно наблюдение полярного ветра. Обычно все типы высокоширотных потоков ионов (инвариантные широты 75 - 80) рассматривались вместе {Chandler et al, 1991 [38], Abe et al, 1996 [1]). При этом не было сделано сортировки данных в зависимости от наличия или отсутствия в данной точке продольных токов и/или энергичных частиц на основе одновременных измерений. При исследовании потоков ионосферных ионов при этом можно принять авроральные потоки сверхтепловых ионосферных ионов за эффекты полярного ветра. Другая проблема - это учет условий переноса ионов конвекцией через полярную шапку от их источника в каспе/клефте на высоких широтах (более 75), что является источником интенсивных потоков ионосферных ионов, в частности, ионов 0+, но определяется вектором ММП.
Смешивание потоков "ионного фонтана в клефте" и коников с эффектами полярного ветра происходит особенно часто при измерениях на больших высотах на дневной стороне. Одним из примеров являются данные, представленные в Gurgiolo and Burch; 1982 [88]. Авторы в этой работе представляют свои данные как первое наблюдение сверхзвукового полярного ветра. Затем в Nagai et al, 1984 [181] и Horwitz, 1984 [107] было доказано, что при этом измерялись в основном потоки ионов из каспа, которые сносились конвекцией в полярную шапку, и, в свою очередь, представляли свои измерения полярного ветра. Также в Green and Waite, 1985 [83] была сделана попытка показать, что в обоих случаях был измерен "ионный фонтан в клефте", но вполне возможно, что в измерениях присутствовали также и эффекты полярного ветра.
При более тщательном анализе оттока тепловых ионов по измерениям на спутнике AKEBONO в Yau et al, 1984 [277], Abe et al, 1996 [l] было отмечено, что на полученные характеристики полярного ветра могли повлиять потоки ионов, принесенные из каспа, но было сделано предположение, что ионы полярного ветра доминируют на высоких широтах. Надо отметить, что поскольку масс-спектрометр SMS, который был установлен на AKEBONO, измерял ионы до энергий 3 кэВ, при анализе данных было принято во внимание появление сильно ускоренных или разогретых ионов.
Из приведенного краткого анализа проблем измерений оттока ионов из полярной ионосферы ясно, что необходимо провести анализ измерений эффектов полярного ветра, сравнивая одновременные измерения энергичных частиц и тепловой плазмы, с отделением ионов, принесенных в полярную шапку от "ионного фонтана в каспе/клефте" с учетом конвекции, а также сверхтепловых ионов, ускоренных в авроральном овале от эффектов полярного ветра.
Для изучения полярного ветра были использованы данные энерго-углового масс-спектрометра ГИПЕРБОЛОИД установленного на борту спутника ИНТЕРБОЛ-2 или Авроральный зонд (Dubouloz et al, 1998 [61]). Для анализа были выбраны летний и зимний периоды 1996/97 годов. Периоды измерений классифицировались исходя из величины зенитного угла Солнца на высоте подстилающего F-слоя. Таким образом, были выбраны интервалы измерений, когда северная полярная ионосфера была полностью освещена Солнцем или была полностью в тени. Это соответствует двум различным ситуациям в ионосфере. Первая, когда в магнитной силовой трубке присутствуют сверхтепловые фотоэлектроны, которые заметно усиливают амбиполярное электрическое поле, при этом плотность ионов в F-слое велика и их температура выше, чем зимой. Вторая, когда фотоэлектроны практически отсутствуют и плотность и температура ионов в F-слое заметно ниже. Эти факторы оказывают определяющее воздействие на формирование и характеристики полярного ветра.
