Содержание к диссертации
Введение
1. Обзор литературы
1.1. Структура магнитосферных доменов и локализация LLBL в магнитосфере Земли 12
1.2. Турбулентность магнитослоя
1.3. Краткий обзор результатов исследований LLBL 18
1.4. Теоретические подходы, описывающие проникновение плазмы магнитослоя внутрь магнитосферы 25
1.5. Особенности измерений параметров плазмы и магнитного поля в проектах ИНТЕРБОЛ и в ТЕМИС 34
2. Материалы и методы
2.1. Условия баланса давлений на магнитопаузе 39
2.2. Давление на фланге магнитосферы вблизи экваториальной плоскости по результатам измерений в проекте Интербол/Хвостовой зонд: событие 21 сентября 1995 г. 42
2.3. Баланс давлений на магнитопаузе вблизи подсолнечной точки 53
2.4. Флуктуации магнитного поля в магнитослое и баланс давлений на магнитопаузе 76
3. Экспериментальная часть
3.1. Обзор результатов исследований толщины LLBL и ее зависимости от различных факторов 100
3.2. Зависимость толщины LLBL от параметров ММП и солнечного ветра и от локализации в магнитосфере Земли 103
3.3. Зависимость толщины LLBL от уровня флуктуации в солнечном ветре 114
3.4. Зависимость толщины LLBL от угла между нормалью к ударной волне и направлением магнитного поля в солнечном ветре 117
3.5. Сравнение результатов исследований толщины LLBL с теоретическим анализом 127
Заключение 133
- Турбулентность магнитослоя
- Давление на фланге магнитосферы вблизи экваториальной плоскости по результатам измерений в проекте Интербол/Хвостовой зонд: событие 21 сентября 1995 г.
- Флуктуации магнитного поля в магнитослое и баланс давлений на магнитопаузе
- Зависимость толщины LLBL от параметров ММП и солнечного ветра и от локализации в магнитосфере Земли
Введение к работе
Актуальность темы
Магнитосфера Земли представляет собой гигантскую космическую лабораторию, в которой удается проводить наблюдения, не внося существенных возмущений в измеряемые параметры, что часто не удается сделать в лабораторных условиях. В 1960х-1970х годах прошел период основных открытий в области физики магнитосферы, впервые были идентифицированы основные области и границы в магнитосфере Земли. Полученный за последние годы экспериментальный материал привел к перестройке многих основных представлений в физике магнитосферы. Все большее внимание уделяется изучению магнитосферной турбулентности, проблемам формирования и устойчивости распределения горячей плазмы. Решение многих проблем приобрело практический интерес, появилось понятие космической погоды. Предсказание космической погоды потребовало, в частности, проведения подробных исследований процессов проникновения плазмы солнечного ветра внутрь магнитосферы, формирования магнитосферных погранслоев.
При переходе через околоземную ударную волну происходит существенная модификация параметров плазмы солнечного ветра, возникает турбулентный магнитослой. Проникновение плазмы магнитослоя через магнитопаузу внутрь магнитосферы приводит к заполнению магнитосферы частицами солнечного ветра. На высоких широтах образуется плазменная мантия, на низких - низкоширотный погранслой. Ниже в целях сокращения записи для обозначения низкоширотного погранслоя используется английская аббревиатура LLBL (LLBL - Low Latitude Boundary Layer). Изучение LLBL позволяет прояснить процессы передачи массы, импульса и энергии из магнитослоя внутрь магнитосферы, и тем самым, определить характер взаимодействия плазмы солнечного ветра и магнитосферы Земли. В LLBL происходит перемешивание плазмы магнитослоя с плазмой плазменного слоя и его продолжения в дневные часы. Как правило, при наблюдениях спектров частиц в LLBL удается выделить отдельные популяции. Проникновение частиц магнитослоя внутрь магнитосферы может влиять на геомагнитную обстановку. Поэтому вопрос о формировании LLBL может рассматриваться в качестве важной части исследований по программам космической погоды. Решение данной проблемы требует проведения подробного анализа данных экспериментальных наблюдений и разработки новых теоретических подходов.
Пограничные слои были предметом исследований многих ученых, начиная с 1972 г. Впервые экспериментально погранслой магнитосферы, позже названный плазменной мантией, был зарегистрирован на спутнике Vela 4В [Hones et al., 1972]. LLBL был
выделен несколько позже в дневной области магнитосферы благодаря наблюдениям на спутнике Imp 6 [Eastman et al., 1976] и затем во флангах магнитосферы по данным приборов аппарата Heos 2 [Haerendel et al., 1978]. Первая теоретическая модель, описываемая LLBL в рамках концепции динамо, была развита намного раньше экспериментальных наблюдений LLBL и представлена в работе [Coleman, 1970].
Низкоширотный погранслой в настоящее время является сравнительно плохо изученной областью магнитосферы. Многие проблемы, связанные со структурой и особенностями формирования LLBL остаются пока нерешенными (см. [Шевырев и др., 2002; Fedorov et al., 2003; Hasagawa et al., 2003; Nemecek et al., 2003; Vaisberg et al., 2004] и др.). Так, например, в работах [Lotko et al., 1995; Nemecek et al., 2003] приведены аргументы в пользу существования LLBL на замкнутых магнитных силовых линиях, а в работе [Lyons et al., 2004] обосновывается существование LLBL на разомкнутых магнитных силовых линиях.
Было предложено несколько теорий проникновения плазмы в LLBL, основанных на анализе данных усовершенствованных приборов, установленных на спутниках, пересекавших LLBL. Определенную ясность внесли многоспутниковые наблюдения пограничных слоев в проекте ИНТЕРБОЛ и на аппаратах проекта Cluster. Новые возможности открылись перед исследователями низкоширотного пограничного слоя в связи с полетами пяти аппаратов проекта THEMIS, все орбиты которых впервые лежат практически в экваториальной плоскости.
Теория формирования LLBL в результате пересоединения силовых линий магнитного поля при ламинарном течении плазмы встретилась с определенными трудностями (см. ниже). Так, например, не удавалось объяснить экспериментально измеренную зависимость толщины LLBL [Mitchell et al, 1987] от компоненты Bz межпланетного магнитного поля [Sandahl, 1999].
Картина поведения параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое существенно отличается от картины распределения поля и плазмы вблизи магнитопаузы, постулируемой в моделях пересоединения на магнитопаузе. Магнитослой является чрезвычайно активной областью, наполненной различными волновыми модами, свойства которых содержат информацию о набегающем потоке солнечного ветра и которые ответственны за перенос и перераспределение энергии и импульса внутри магнитослоя (см. [Шевырев, 2005] и ссылки в данной работе). Вариации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое могут достигать значительных величин и наблюдаются в широком диапазоне временных масштабов ([Sibeck et al., 2000], [Застенкер, 2008]) .
Поэтому существование таких флуктуации необходимо учитывать при рассмотрении процессов формирования магнитопаузы.
В данной работе исследуются анизотропия давления плазмы в LLBL, условия баланса давлений на магнитопаузе. Анализируется уровень турбулентных флуктуации в магнитослое и их роль в балансе давления на магнитопаузе. Обсуждена возможность локального нарушение баланса давления на магнитопаузе при высоком уровне флуктуации магнитного поля. Такой процесс может привести к проникновению плазмы внутрь магнитосферы и формированию LLBL. Проведен анализ зависимости толщины LLBL от VBz (V-скорость солнечного ветра, Bz - компонента ММП) в солнечном ветре, уровня флуктуации параметров плазмы и магнитного поля в солнечном ветре и в магнитослое.
В ходе исследования использованы результаты наблюдений на спутниках проектов ИНТЕРБОЛ и THEMIS, спутниках WIND и Geotail.
Цель и задачи работы
Целью работы является исследование степени влияния параметров плазмы и магнитного поля солнечного ветра и магнитослоя и их флуктуации на процессы проникновения плазмы в низкоширотную магнитосферу и формирования LLBL.
В процессе исследования решались следующие задачи:
1. Анализ данных наблюдений потоков частиц с энергиями 0.1-22 кэВ и низкочастотного
магнитного поля с целью выделении участков траекторий, на которых спутники проектов ИНТЕРБОЛ и THEMIS пересекали LLBL.
Определение давления плазмы и степени его анизотропии вдоль орбиты спутника Интербол/Хвостовой зонд при пересечении спутником LLBL.
Вычисление распределений суммарного давления магнитного поля и плазмы с учетом
анизотропии давления вблизи подсолнечной точки с целью изучения баланса давлений на магнитопаузе.
4. Расчет распределения магнитного поля вдоль дневных силовых линий и определение
минимальных значений поля с целью их сравнения с амплитудами флуктуации магнитного поля в магнитослое.
Сравнение параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое с параметрами плазмы и магнитного поля внутри магнитосферы.
Определение времени пересечения LLBL и скорости плазмы с целью оценки толщины
слоя.
7. Определение параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП) в
моменты наблюдений. LLBL с целью определения влияния солнечного ветра на формирование LLBL.
8. Изучение ориентации ММП относительно головной ударной волны с целью
определения влияния уровня флуктуации в магнитослое на формирование LLBL.
9. Проведение сравнений полученных экспериментальных результатов с предсказаниями
существующих теорий формирования »LLBL.
Положения, выносимые на защиту
Давление плазмы в низкоширотном погранслое анизотропно. Давление вдоль магнитного поля может превышать давление поперек поля на 20-80%, что необходимо учитывать при анализе баланса давлений.
Условие баланса давлений с учетом анизотропии давления плазмы в магнитослое описывает изменение полного давления при пересечениях магнитопаузы в подсолнечной точке в магнитоспокойных условиях при северной ориентации
, межпланетного магнитного поля.
Амплитуды флуктуации магнитного поля в* магнитослое могут превышать значения магнитного поля на дневных силовых линиях в высоких широтах, что необходимо учитывать при анализе баланса давлений и решении проблемы проникновения частиц внутрь магнитосферы.
В ходе анализа< 105 пересечений низкоширотного погранслоя получена зависимость толщины низкоширотного погранслоя от VBz (электрического поля) в солнечном ветре. Показано, что толщина низкоширотного погранслоя слабо растет с ростом VBZ. Подтвержден на почти вдвое большем статистическом материале полученный ранее вывод о росте толщины LLBL при северной ориентации ММП.
Толщина низкоширотного погранслоя практически не зависит от уровня флуктуации в
солнечном ветре и магнитослое, что согласуется с определяющим влиянием на толщину слоя внутримагнитосферных процессов.
Практическая!ценность работы
Работа может представлять интерес при исследовании процессов проникновения плазмы солнечного ветра внутрь магнитосферы Земли и формировании пограничных слоев магнитосферы. Представлен новый подход, учитывающий наблюдаемые турбулентные флуктуации в магнитослое.
Практическая значимость работы состоит в разработке методов анализа влияния флуктуации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое и солнечном ветре на формирование LLBL.
Личный вклад автора
Результаты, вошедшие в диссертацию, получены автором при поддержке научного руководителя и других соавторов публикаций. Автором работы проведен отбор и анализ данных спутниковых наблюдений проектов ИНТЕРБОЛ и THEMIS с использованием данных наблюдений на спутниках Geotail и Wind. Был поставлен ряд задач по определению характеристик низкоширотного погранслоя и их зависимости от параметров солнечного ветра и магнитослоя. Создан комплекс программ для исследования баланса давлений на магнитопаузе и распределения давления в приграничных областях магнитосферы.
Апробация работы
Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены на ряде научных конференций как внутри страны, так и за рубежом:
Научные ассамблеи COSPAR 2004, 2007, 2008.
Международная молодежная конференция «Week of Doctoral Students» (2005, 2007, Прага, Чехия).
Международная конференция «International Heliophysical Year» (2007, Звенигород).
Международные конференции «Conference on Problems of Geocosmos», Санкт-Петербург, 2006, 2008.
Конференции молодых ученых «Фундаментальные и прикладные исследования» ИКИ РАН , 2006, 2007, 2008.
6) Конференции «Ломоносовские чтения» - МГУ им. М.В.Ломоносов 2005, 2006,
2007, 2008.
Международная конференция "Plasma Phenomena in the Solar System: Discoveries of Prof. K.I.Gringauz - a view from the XXI century" (2008, ИКИ, Москва).
Молодежная научная школа «Экспериментальная и Теоретическая Физика» (2005, Кабардино-Балкария).
Международная научная школа «Heliosphere and Galaxy» (2007, Румыния),
Международная школа и рабочий семинар "School and Workshop on Space Plasma Physics" (2008, Созополь, Болгария).
Международные семинары "Physics of Auroral Phenomenon" , Апатиты, 2007, 2008, 2009.
Международная конференция EGU (2008, Вена)
Международная конференция The Non-Linear Magnetosphere, January 19-23, 2009, Vina del Mar, Chile
Конференция «Физика плазмы в солнечной системе», 17-20 февраля 2009 Г., ИКИРАН
а также на семинарах в НИИЯФ МГУ. Результаты опубликованы в 4 статьях в российских и зарубежных журналах, в 9 трудах российских и международных конференций, представлены в 13 тезисах различных конференций.
Список работ автора по теме диссертации
1. Rossolenko S.S., E.E.Antonova, Yu.I. Yermolaev, I.P.Kirpichev, V.N.Lutsenko,
N.L.Borodkova, Plasma sheet and magnetosheath plasma mixing in LLBL: Case study, Advances in Space Research, v. 38(8), p. 1744-1749, 2006.
2. Rossolenko S.S., E.E.Antonova, Yu.I. Yermolaev, LP. Kirpichev, M.I. Verigin, N.L.
Borodkova, E.Yu. Budnik, Low latitude boundary layer (LLBL): structure, dynamics and magnetosheath plasma penetration inside the magnetosphere, Romanian Astronomical Journal, v. 17, p. 139-145, 2007.
3. Россоленко C.C., E.E. Антонова, Ю.И. Ермолаев, М.И. Веригин, И.П. Кирпичев, Н.Л.
Бородкова, Турбулентные флуктуации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое и формирование низкоширотного погранслоя: многоспутниковые наблюдения 2 марта 1996 года, Космические Исследования, том 46, № 5, с. 387-397, 1 2008.
4. Rossolenko S.S., E.E. Antonova, Yu.I. Yermolaev, LP. Kirpichev, N.L. Borodkova, E.Yu.
Budnik, Formation and characteristics of low latitude boundary layer, Advances in Space Research, v. 41, Issue 10, p. 1545-1550, 2008.
5. Rossolenko S.S., E.E.Antonova, Yu.I. Yermolaev, LP. Kirpichev, N.N. Shewirev, .M.
Chugunova, Magnetosheath turbulence and the low latitude boundary layer formation, Proceedings of 7th International Conferense Problems of Geocosmos, 26 - 30 May, 2008, St. Petersburg, Russia, 2008, p. 243-248, 2008.
6. Rossolenko S.S., M.O. Riazantseva, E.E. Antonova, I.P.Kirpichev, I.L. Ovchinnikov, K.G.
Orlova, B.V. Marjin, M.A. Saveliev, V.M. Feigin, M.V.Stepanova, Structural features of auroral precipitations and topology of high latitude current systems, Proceedings of the 31th Annual Seminar "Problems of Geocosmos", Apatity, p. 79-82, 2008.
7. Rossolenko S.S., E.E. Antonova, Yu.L Yermolaev, M.I. Verigin, LP. Kirpichev, N.L.
Borodkova, E.Yu. Budnik, Magnetosheath turbulence and low latitude boundary layer (LLBL) formation, Proceedings of the 30th Annual Seminar "Problems of Geocosmos", Apatity, 2007, p. 81-85, 2007.
8. Rossolenko S.S., E.E. Antonova, Yu.L Yermolaev, M.I. Verigin, LP. Kirpichev, N.L.
Borodkova, E.Yu. Budnik, Magnetosheath Turbulence and Low Latitude Boundary Layer, WDS'07 Proceedings of Contributed Papers, Part 2, p. 50-56, 2007.
9. Rossolenko S.S., E.E.Antonova, Yu.L Yermolaev, LP. Kirpichev , V.N. Lutsenko , N.L.
Borodkova, E.Yu. Budnik, Interball/Tail probe observations of characteristics of low latitude boundary layer and the problem of the magnetosheath plasma penetration inside the magnetosphere, Proseedings of 6-th International Conference on Problems of Geocosmos, St. Peterburg, Russia, 23-27 May, 2006, p. 167-170, 2006.
10. Rossolenko S.S., Antonova E.E., Ermolaev Yu.L, Magnetosheath/plasma sheet mixing and
the LLBL formation: Case study. Proceedings of 14th Annual Conference of Doctoral Study (WDS'05), 7-10 June 2005, Prague, Czech Republic, p. 234-239, 2005.
11. Россоленко С.С, Характеристики низкоширотного пограничного слоя магнитосферы
Земли: наблюдения со спутника Интербол\Хвостовой зонд, Труды шестой БМШ ЭТФ - 2005, Том 2, с. 81-87, 2005.
12. Антонова Е.Е., Кирпичев И.П., Овчинников И.Л., Россоленко С.С., Орлова К.Г.,
Топология токов в высокоширотной магнитосфере и отклик магнитосферы на изменения параметров солнечного ветра, Сборник Солнечно-земная физика, Вып. 12, т. 1, с. 125-128,2008.
13. Россоленко С.С., Е.Е.Антонова, Ю.И. Ермолаев, И.П. Кирпичев, И.Л. Овчинников,
М.И. Веригин, Н.Л. Бородкова, Е.Ю. Будник, Влияние сильной турбулентности в магнитослое на формирование низкоширотного пограничного слоя, Сборник Солнечно-земная физика, Издательство СО РАН, Вып. 12, т. 1, с. 129-130, 2008.
14. Antonova, Е.Е., M.V. Stepanova, I.P.Kirpichev, S.S. Rossolenko, I.L. Ovchinnikov, K.G.
Orlova, M.S. Pulinets, Turbulence and stress balance in the magnetosphere of the Earth, The Non-Linear Magnetosphere, January 19-23, 2009, Vina del Mar, Chile, Abstracts, p. 3, 2009.
15. Россоленко C.C., Антонова E.E., Кирпичев И.П., Исследование баланса давления на
магнитопаузе в подсолнечной точке по данным наблюдений спутников проекта THEMIS, Конференция «Физика плазмы в солнечной системе», 17-20 февраля 2009 г., ИКИ РАН, Сборник тезисов, с. 40, 2009.
9'
16. Rossolenko S.S., Antonova E.E., Yermolaev Yu.L, Kirpichev, LP., Observations of Low
Latitude Boundary Layer by THEMIS Satellite: preliminary results of the analysis, book of abstracts of the International conference "Plasma Phenomena in the Solar System: Discoveries of Prof. K.I.Gringauz - a view from the XXI century", p. 27-28, 2008.
17. Rossolenko S.S., Antonova E.E., Kirpichev, LP., Yermolaev Yu.L, Interaction of the solar
wind with the magnetosphere of the Earth and formation of magnetospheric boundary layers, abstracts of "School and Workshop on Space Plasma Physics", Sozopol, Bulgaria, p. 80, 2008.
18. Antonova E.E., LP. Kirpichev, I.L. Ovchinnikov, S.S. Rossolenlo, M.V. Stepanova, M.
Danov, Field-aligned currents and auroral structures, Abstracts of 37th COSPAR Scientific Assembly, 13-20 July 2008, Montreal, Canada, D36-0004-08, 2008.
19. Россоленко, C.C. E.E. Антонова, Ю.И. Ермолаев, И.П. Кирпичев, М.И. Веригин, Н.Л.
Бородкова, Турбулентность в магнитослое и формирование низкоширотного пограничного слоя магнитосферы Земли, тезисы 4-й конференции «Фундаментальные и прикладные исследования», ИКИРАН, с 33, 2008.
20. Rossolenko S.S., E.E.Antonova, Yu.L Yermolaev, LP. Kirpichev, M.I. Verigin, N.L.
Borodkova, E.Yu. Budnik, Characteristics of low latitude boundary layer and the magnetosheath plasma penetration inside the magnetosphere, EGU Abstracts, 2007-A-00315,2007.
21. Rossolenko S.S., E.E. Antonova, Yu.L Yermolaev, M.I. Verigin, LP. Kirpichev, N.L.
Borodkova, E.Yu. Budnik, Formation of Low Latitude Boundary Layer (LLBL) due to high level of turbulence in the magnetosheath: Case study, IHY, 2007.
22. Rossolenko S.S., E.E. Antonova, Yu.L Yermolaev, LP. Kirpichev , V.N. Lutsenko , N.L.
Borodkova, E.Yu. Budnik, Interball/Tail probe observations of characteristics of low latitude boundary layer and the problem of the magnetosheath plasma penetration inside the magnetosphere, International Conference on Problems of Geocosmos. Book of Abstracts, St. Peterburg, Russia, 23-27 May, 2006, p. 260, 2006.
23. Rossolenko S.S., E.E. Antonova, Yu.L Yermolaev, LP. Kirpichev, V.N. Lutsenko, E.Yu.
Budnik, A.O. Fedorov, Formation and characteristics of Low Latitude Boundary Layer, 36th COSPAR Scientific Assembly, Beijing, China, 16-23 July 2006, D3.1-0057-06, 2006.
24. Rossolenko S.S., E.E. Antonova., Yu.L Ermolaev, LP. Kirpichev, V.N. Lutsenko, Plasma
sheet/magnetosheath plasma mixing and LLBL formation (Interball/Tail probe observations), 35th Cospar Assambly 2004 Abstracts, Paris, France, 18-25 July 2004, Paper No D3.5-0072-04, 2004.
25. Rossolenko S.S., Antonova E.E., Ermolaev Yu.L, LLBL as a magnetosheath/plasma sheet
boundary: Case study, Geophysical research Abstracts, Vol 6,01243, 2004.
26. Antonova E.E., Rossolenko S.S., Ermolaev Yu.L, I.P.Kirpichev, V.N. Lutsenko,
E.Yu.Budnik, A.O. Fedorov, Characteristics of Low Latitude Boundary Layer: Theoretical
treatment and the results of Interball/Tail probe observations, IAGA, 2005-A-00099, 2005.
Турбулентность магнитослоя
Характеристики магнитослоя исследовались на спутниках ISEE 1 and 2 [Song and Russell, 1997], АМРТЕ-ПШ [Phan et al., 1994; Hill et al., 1995; Li et al., 1995], Wind [Phan et al., 1996, 1997], в проектах ИНТЕРБОЛ [Shevyrev et al., 2003; Savin et al., 2004, 2005; Застенкер, 2008] и CLUSTER [Lucek et al., 2001, 2005; Savin et al., 2006, 2008]. В магнитослое сильно флуктуируют магнитное поле и плазменные параметры. Часто наблюдается режим, при котором дВ2 1В2 \ [Lucek et al., 2005]. Источниками флуктуации магнитного поля являются турбулентный солнечный ветер, область форшока околоземной ударной волны, сама ударная волна и раскачка неустоичивостеи непосредственно в магнитослое. Ионы магнитослоя в 6-7 раз горячее электронов, наблюдается анзотропия температур (7j 7n), что приводит к развитию плазменных неустоичивостеи. В настоящее время к наиболее исследованной относятся ионно-циклотронная и зеркальная моды. Первая развивается при значениях плазменного параметра j3=2jUop/B2 l (где JUQ - магнитная проницаемость вакуума, р - давление плазмы), вторая - при Д 1. В магнитослое наблюдаются также локальные всплески электростатического поля, приводящие в ряде случаев к ускорению ионов до энергий -100 кэВ [Lutsenko and Kudela, 1999] и филаментированные магнитные трубки. Турбулентность магнитослоя проявляется и в ходе наземных наблюдений геомагнитных пульсаций в дневные часы (см. Клейменова и др. [1985, 1998, 2003], Клейменова [2007]). На Рис. 1. 5 из обзора Застенкер [2008] (см. также работу Shevyrev et al. [2003]) показан пример сравнения наблюдений флуктуации магнитного поля и потока плазмы по измерениям на спутнике Интербол/Хвостовой зонд с флуктуациями потока солнечного ветра. В работе [Zastenker et al., 2002] было показано, что с ростом уровня вариаций в солнечном ветре уровень вариаций в магнитослое также растет. Но высокий уровень флуктуации наблюдается даже при стабильных параметрах солнечного ветра. Уровень флуктуации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое сильно зависит от угла между направлением межпланетного магнитного поля (ММП) и нормали к ударной волне вп. в том месте, где данный объем плазмы вошел в магнитослой (см. рис. 1.6 из работы Balogh et al. [2005]). Свойства турбулентности вне границы магнитосферы, в последнее, время продолжают интенсивно изучаться.
Выделяются области течения плазмы, изучение которых может иметь существенное значение для решения проблемы проникновения плазмы внутрь магнитосферы. Так в работах [Savin et al., 2006, 2008; Amata et al., 2006] было продемонстрировано существование на высоких широтах вблизи каспа мощных нестационарные магнитозвуковые струй и замедленных альвеновских течений. LLBL представляет собой область на низких широтах, примыкающую к магнитопаузе, в которой одновременно существуют плазма магнитосферы и магнитослоя. Анализ физических процессов, приводящих к формированию LLBL, представляет большой интерес для изучения скорости передачи массы, момента и энергии между переходным слоем и магнитосферой. Величина концентрации, температуры и скорости плазмы в LLBL является промежуточной между значениями в магнитосфере и переходном слое. Термин low latitude boundary layer - LLBL впервые был введен в работе [Haerendel et al., 1978], но изучение данной области было начато ранее. В работе [Hones et al., 1972] авторы рассмотрели несколько случаев последовательного пересечения магнитослоя, LLBL и плазменного слоя в области хвоста магнитосферы спутником Vela. Пример наблюдений на спутнике Vela представлен на рис. 1.11, где пограничный слой обозначен как область между плазменным слоем (PS, сравнительно высокое число протонов) и магнитослоем (MS). Толщина пограничного слоя в хвостовой области магнитосферы была определена в работе [Howe and Siscoe, 1972]. Был сделан вывод о том, что она составляет порядка 2 RE-В работе [Haerendel et al., 1978] магнитосферные погранслои изучались по данным спутника Heos 2. Были получены основные параметры плазмы LLBL в хвосте магнитосферы, как промежуточные между значениями в плазменном слое и магнитослое. Оставалось неясным существование LLBL на дневной стороне, пока оно не было подтверждено в работе [Eastman et al., 1979], в которой было исследовано 28 пересечений этого слоя и определены средние энергии ионов и плотность плазмы. LLBL может наблюдаться от подсолнечной точки до дальнего хвоста магнитосферы [Hultqvist et al., 1999]. В работе [Fedorov et al., 2003] была предложена классификация наблюдаемых режимов LLBL (см. рис. 1.8). На рис. 1.12 показаны электронные (верхняя часть) и ионные (нижняя часть) спектрограммы, а также питч-углы частиц. Положение магнитопаузы обозначено пунктирной линией. На рис. 1.12а представлен LLBL на открытых силовых линиях. На электронной спектрограмме присутствует непрерывный немодулированный спектр без высокоэнергичной компоненты плазменного слоя. На ионной спектрограмме наблюдается характерный для магнитослоя спектр с 118 с модуляцией (время вращения спутника Интербол/Хвостовой зонд) без или с очень слабой энергичной компонентой.
На рис. 1.12Ь показан «спорадический» LLBL. Для данного режима характерно спорадическое появление плазмы LLBL. Присутствуют низкоэнергичная и высокоэнергичная компоненты электронов и ионов. На рис. 1.12с показан плазменный режим, в котором присутствует 59 с модуляция спектров малоэнергичных электронов, означающая двунаправленное электронное распределение. Энергичные ионы также имеют 59 с модуляцию, а ионы магнитослоя 118 с модуляцию. Данный плазменный режим был назван «истинный LLBL». На рис. 1.12d показан пример «отсутствия LLBL» или «тонкого LLBL». Слабые остатки низкоэнергичных ионов наблюдаются 15с после пересечения магнитопаузы. При этом электроны магнитослоя не наблюдаются. Авторы работы [Fedorov et al., 2003] связьгаали наблюдаемые режимы LLBL с явлениями пересоединения на магнитопаузе. Характеристики LLBL по данным прибора СКА-1 подробно изучались в работах [Vaisberg et al., 1997, 1998, 2001, 2004, 2005]. Низкоширотный пограничный слой располагается между магнитослоем и плазменным слое. В магнитослое энергии ионов и электронов составляют от 100 эВ до нескольких кэВ. Концентрация частиц составляет -10 см" . В плазменном слое ионы и электроны обладают большей энергией: от 1 до 30 кэВ. Концентрация плазмы при углублении в магнитосферу падает до 1 - 0.01 см" . Плазма LLBL обладает промежуточными значениями концентрации и энергий частиц, как и промежуточной температурой. С 1992 года (см. [Hapgood and Bryant, 1992]) используется диаграмма зависимости температуры от концентрации для выделения LLBL. Эта зависимость показывает, что структура LLBL четко выстроена и ее нестационарность связана с движениями магнитопаузы. На рис. 1.13 показана зависимость n-Т для ионов в LLBL в логарифмическом виде полученная в работе [Vaisberg et al., 1998] по данным прибора СКА-1 спутника Интербол/Хвостовой Зонд. Черным цветом показаны результаты определения температуры и концентрации ионов при пролете спутника Интербол/Хвостовой Зонд из магнитослоя через LLBL в плазменный слой 15-16 февраля 1996 года с 22:00 до 00:30 UT. Сдвинутыми вправо от основных точек, показаны точки по данным пересекавшихся за магнитопаузой в 23:35, 23:55 и 00:08 UT плазменных образований (transients). На рис. 1.13 так же выделены лидирующая (L-leading) и хвостовая (Trailing) части плазменных образований. По данным для ионов на диаграмме n-Т также выделяют область магнитослоя (точки в верхней левой части диаграммы), магнитосферы (точки в нижней правой части диаграммы) и промежуточную, соответствующую данным по LLBL и плазменным образованиям, которые пересекал спутник.
Давление на фланге магнитосферы вблизи экваториальной плоскости по результатам измерений в проекте Интербол/Хвостовой зонд: событие 21 сентября 1995 г.
Анализ результатов работы [Panov et al., 2008] по изучению баланса давлений демонстрирует отклонение от условия баланса давлений. Можно выделить ряд причин, приведших к данному результату. Прежде всего, магнитопауза довольно быстро двигалась, что является прямым следствием дисбаланса давлений. Во вторых, не была учтена анизотропия давления плазмы как в магнитослое, так и внутри магнитосферы. Кроме того, возникает вопрос о применимости МГД условий баланса к бесстолкновительной турбулентной плазме. Поэтому потребовалось с одной стороны оценить возможную ошибку, связанную с анизотропией давления и, во-вторых, постараться проследить изменение давления поперек магнитопаузы в максимально благоприятных для такой проверки условиях. Первая задача решается в данной главе с использованием измерений на спутнике Интербол/Хвостовой Зонд при пересечениях спутником LLBL на магнитосферном фланге. Вторая - по измерениям на спутниках проекта THEMIS вблизи подсолнечной точки. Будет также проведен анализ роли флуктуации магнитного поля магнитослоя в балансе давлений на магнитопаузе. 2.2. Давление на фланге магнитосферы вблизи экваториальной плоскости по результатам измерений в проекте Интербол/Хвостовой Зонд: событие 21 сентября 1995 г. Подробный анализ характеристик потоков частиц и вариаций магнитного поля, был проведен для события 21 сентября 1995 г., когда спутник пересекал «истинный LLBL» при преимущественно северной ориентации ММП. Результаты такого анализа приведены в работах [Rossolenko et al., 2005,2006]. В период с 00:30 до 03:30 UT 21 сентября 1995 года Интербол/Хвостовой Зонд пересекал область, содержащую горячие магнитосферные ионы и холодные, плотные ионы магнитослоя. Спутник двигался с утренней стороны магнитослоя в утренний сектор магнитосферы. На рис. 2.3 показаны 3 компоненты ММП (Вх, Ву, Bz в координатной системе GSM - панели 4-6) и модуль межпланетного поля В (панель7), скорость солнечного ветра Vx (панель 2), концентрация солнечного ветра N (панель 3) и динамическое давление Р (панель 1), измеренные спутником Wind и сдвинутые на время распространения до положения спутника Интербол/Хвостовой Зонд; спектрограмма зависимости энергии от времени и потока частиц (цветовая шкала) по данным прибора КОРАЛЛ (панель 8) для канала, измеряющего ионы, двигающиеся в направлении от Солнца, а также в самом низу рисунка - координаты спутника Интербол/Хвостовой Зонд за рассматриваемый промежуток времени.
Давление солнечного ветра имело два небольших скачка, от значения 2.2нПа до 4нПа в 01.40 и 02. 20 UT, а в остальном промежутке времени плавно менялось от 2.2 до 6 нПа. Из рис. 2.3 следует (см. компоненту Bz), что ММП было направлено к северу до 03:10 UT в течение примерно 3-х часов, в то время как спутник Интербол/Хвостовой Зонд исследовал пограничную область. Компонента ММП Вх была близка к 0, указывая на расположение спутника вблизи экваториальной плоскости. Компонента Ву менялось в промежутке от -1 до -б пТ в интервале времени 00:30 - 03:10 UT. После 02:40 результаты измерения прибора КОРАЛЛ (см. спектрограмму) показали характеристики плазмы, типичные для плазменного слоя. В -03:15 UT компонента ММП By становится нулевой на короткий промежуток времени, а затем снова.восстановились ее положительные значения. Компонента ММП Bz изменила свое направление в 03:10 UT. На рис.2.4 показаны изменения гидродинамических параметров плазмы, измеренных на спутнике: температура - панель 9, плотность - панель 8, три компоненты скорости -панели 5-7, значения магнитного поля В и трех его компонент вдоль траекторий спутника - панели 1-4. В течение анализируемого интервала времени, включая 02:26-02:38, магнитное поле флуктуировало, но было ориентировано преимущественно на север и имело компоненту Bz превышающую 10 нТл, указывая на то, что спутник Интербол/Хвостовой Зонд был в магнитосфере. Интервал 00:00-02:23 UT является типичным интервалом пересечения LLBL при северном Bz ММП. Обратим внимание на спектрограмму. Холодные компоненты ионов и электронов хорошо отделятся от горячих компонент. Их энергии соответствуют энергиям ионов и электронов магнитослоя. Скорости счета ионов и электронов хорошо коррелируют друг с другом. Продольная компонента хорошо сбалансированных вдоль магнитного поля электронов малых энергий хорошо выделяется на функции распределения, что свидетельствует о замкнутости магнитных силовых линий в области перемешивания. Рис.2.5 показывает спектрограммы прибора КОРАЛЛ (панели 7-9), в трех направлениях: к Солнцу, перпендикулярно линии Земля-Солнце и от Солнца. Сравнивая эти три спектрограммы можно прийти к выводу об отсутствии четко выделенного направления потока плазмы для большей части интервала времени. Панель 5 иллюстрирует аналогичную спектрограмму с прибора Электрон, где более четко видно разделения на две компоненты плазмы - холодную и горячую. Магнитное поле, измеренное на спутнике изображено на панелях 1-4. Промежуток времени 02:25-02:38 характеризуется флуктуациями значения и направления магнитного поля и резким увеличением скорости счета потока низкоэнергичных ионов, движущихся в хвостовом направлении.
При этом не наблюдается нарастания летящих к солнцу ионов. Компонента Bz магнитного поля уменьшается до 0 и даже становится отрицательной в течение малого промежутка времени. Результаты наблюдений свидетельствуют о пересечении спутником магнитопаузы и проведении измерений потока плазмы в магнитослое. Данные с прибора Электрон подтверждают это предположение. Наблюдаемые вариации потока объясняются изменениями динамического давления солнечного ветра (см. верхнюю панель рисунка 23). Скачок концентрации солнечного ветра в 02:20 UT обеспечивает сжатие магнитосферы, на 15 минут. Интервал 02:23-02:26 UT характеризуется присутствием плазмы со свойствами плазменного слоя. Эти характеристики претерпевают серьезные изменения после 02:38 UT. Граница потоков частиц LLBL и PS (плазменный слой), пересекаемая в 02:23 UT, может быть рассмотрена как топологическая или как временная граница. Первая интерпретация является традиционным взглядом на резкую границу LLBL/PS. Но такое объяснение сталкивается с. трудностями из-за многократных пересечений магнитопаузы в 02:25-02:38 UT. Промежуток времени 02:25-02:38 UT характеризуется множественными, пересечениями; магнитопаузы, когда спутник неоднократно измеряет характеристики плазмы, типичные для LLBL при- северной- ориентации ММПі Наиболее вероятным объяснением наблюдаемого события в таком случае является- изменение режима плазменного потока под магнитопаузой после 02:23 UT, когда LLBL практически исчезает в условиях примерно1постоянных параметров солнечного ветра, что, возможно, указывает на влияние турбулентности магнитослоя на свойства LLBL. Давления плазмы и магнитного- поля, как уже указывалось выше, являются важными параметрами, определяющими стабильность и динамику плазменной конфигурации. Данные, показанные на рис. 2.3-2.5 демонстрируют существование процессов перемешивание плазмы магнитослоя и плазменного слоя в LLBL. При этом возникают анизотропные функции распределения. На рисунке 2.6 показан пример функции распределения, измеренной на спутнике Интербол/Хвостовой Зонд в LLBL 21 сентября 1995 г. в области перемешивания плазмы магнитослоя и плазменного слоя. Хорошо видно раздвоенное холодное ядро.
Флуктуации магнитного поля в магнитослое и баланс давлений на магнитопаузе
Проведенный выше анализ данных наблюдений на спутниках THEMIS позволяет определить особенности изменений полного давления вблизи магнитопаузы в области подсолнечной точки. Результаты наблюдений трех спутников при пересечении границы магнитосферы Земли вблизи подсолнечной точки показали соблюдение условия МГД баланса давлений на тангенциальном разрыве. При пересечении магнитопаузы в 03:09-03:13 UT изменение полного давления не превышало 3%, что, видимо, превышает точность определения моментов функции распределения прибором ESA. В целом регистрируется совпадение давления в магнитослое и магнитосфере с точностью до 20 %, что подтверждает возможность, несмотря на отсутствие в плазме столкновений, использование МГД подхода при изучении процесса формирования магнитопаузы. Для объяснения изменений давления внутри магнитопаузы необходим детальный анализ функций распределения, а так же многоспутниковые наблюдения с большим временным разрешением приборов при пересечении магнитопаузы. Учитывая высокий уровень флуктуации в магнитослое, существование корреляции между движением магнитопаузы и изменением динамического давления ионов солнечного ветра обнаружено не было. При анализе значений магнитного давления на трех спутниках при пересечении магнитопаузы было показано, что амплитуда флуктуации магнитного давления в магнитослое намного меньше магнитного давления внутри магнитосферы. Поэтому флуктуации магнитного давления в магнитослое не вносят существенного вклада в баланс давления на магнитопаузе вблизи подсолнечной точки. Необходимо отметить, что рассмотренные события имели место при северной ориентации ММП, когда магнитное поле внутри магнитосферы спокойно. При южном ММП картина существенно усложняется, так как магнитное поле в самой магнитосфере может сильно флуктуировать, развиваются магнитосферные суббури и бури, раскачиваются интенсивные геомагнитные микропульсации, что существенно влияет на магнитное поле в подсолнечной точке. Традиционно флуктуации магнитного поля учитывались только при рассмотрении диффузионного транспорта плазмы магнитослоя через магнитопаузу. Проведенный выше анализ показывает, что магнитное давление магнитослоя в подсолнечной точке не является доминирующим фактором, определяющим баланс давлений на магнитопаузе.
Амплитуды флуктуирующего магнитного поля в магнитослое невелики по сравнению с магнитным полем внутри магнитосферы. Однако, хорошо известно, что на дневных силовых линиях минимальные значения магнитного поля имеют место не на экваторе, а на высоких широтах. Поэтому ниже мы сравним амплитуды флуктуации магнитного поля в магнитослое и магнитное поле на дневных силовых линиях. В ходе анализа использовались данные измерений в проектах THEMIS и ИНТЕРБОЛ, на спутниках Wind и Geotail. Проводился анализ отдельных типичных событий, позволяющий сравнивать условия в магнитослое с параметрами внутри магнитосферы вблизи магнитопаузы. Отбирались события, при которых один из спутников проекта был внутри магнитосферы, другой в магнитослое, а третий в солнечном ветре, что позволяло проводить одновременный анализ параметров плазмы и магнитного поля во всех трех областях. Будет показано, что флуктуации магнитного поля магнитослоя необходимо учитывать и при рассмотрении баланса давлений на магнитопаузе. 2.4.1. Результаты анализа флуктуации магнитного поля в магнитослое и распределения магнитного поля вдоль дневных силовых линий по данным проекта THEMIS Событие 8 ноября 2007 г. На рис. 2.27 показаны положения орбит спутников THEMIS-A,B,C. Спутники проводили измерения параметров плазмы и магнитного поля на утреннем фланге магнитосферы при X близких к нулю. На рис. 2.28 показаны результаты наблюдений потоков электронов малых энергий. Спутник THEMIS-A пересекал магнитослой, LLBL и плазменный слой. Спутник THEMIS-В регистрировал параметры солнечного ветра и межпланетного магнитного поля. Спутник THEMIS-C проводил измерения в магнитослое с 0000 до 0350 UT. На рис. 2.29 в увеличенном масштабе показаны моменты пересечения спутником THEMIS-A низкоширотного погранслоя. Амплитуды измеряемых на спутнике компонент магнитного поля невелики (несколько нТ). Магнитное поле сильно флуктуирует.
На рис. 2.30 приведены одновременные наблюдения параметров плазмы и магнитного поля в солнечном ветре на спутнике THEMIS-B. Анализ рис. 2.30 показывает, что во время выбранного интервала наблюдений параметры солнечного ветра были относительно стабильны. Флуктуации магнитного поля не превышали 3 нТл. В интервале 01:52-02:01 и после 02:34 Bz компонента имела южную ориентацию. Рис. 2.31 показывает одновременные наблюдения параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое на спутнике THEMIS-C. Анализируя рис. 2.31 можно заметить типичные для магнитослоя флуктуации магнитного поля с амплитудой 10-20 нТл, что почти на порядок превышает амплитуду флуктуации магнитного поля в солнечном ветре. Сравнение результатов наблюдений на спутниках THEMIS- А и -С, проводивших одновременные измерения на близком расстоянии один внутри магнитосферы, а другой в магнитослое, показывает, что амплитуду флуктуации магнитного поля в магнитослое значительно превышали магнитное поле внутри магнитосферы на магнитосферном фланге. Таким образом, в данном случае при анализе баланса давлений магнитное поле магнитослое, видимо, является важным фактором. Анализ баланса давлений в данном случае не проводился, так как было трудно рассчитать динамическое давление плазмы магнитослоя. На рис. 2.27 приведено модельное положение магнитопаузы. Направление нормали к реальной магнитопаузе не удавалось определить в результате больших флуктуации магнитного поля в магнитослое. Представляет интерес сравнение уровня флуктуации магнитного поля в магнитослое с распределением магнитного поля на дневных силовых линиях. На Рис. 2.32 показаны результаты вычислений положения и величины магнитного поля на дневных магнитных силовых линиях в плоскости Y=0 (на меридиане полдень-полночь) с использованием модели Цыганенко-1996 (см. Tsyganenko [1995]) для параметров солнечного ветра, измеренных на спутнике THEMIS-B. Последняя замкнутая силовая линия определялась в соответствии с соотношением (2.3) при измерявшихся параметрах солнечного ветра. На рисунке звездочками показаны положения минимумов поля на дневных магнитных силовых линиях. Цифры у звездочек соответствуют значениям поля в этой области.
Зависимость толщины LLBL от параметров ММП и солнечного ветра и от локализации в магнитосфере Земли
По графику можно отследить следующие тенденции: 1) LLBL утолщается при удалении от подсолнечной точки в хвост магнитосферы (что подтвердило выводы работы [Eastman et al, 1979]); 2) при южном ММП LLBL может быть как толстым, так и тонким в хвосте магнитосферы, в то время, как при северном ММП в хвосте магнитосферы наблюдался только толстый LLBL; 3) в целом LLBL толще (тоньше) при северном (южном) ММП. В работе [Eastman et al, 1979] наблюдения велись в основном в области подсолнечной точки. Авторы работы [Mitchell et al.,1987] оценивали максимальное время, проведенное спутником в LLBL, и точки брались как в подсолнечной области, так и в хвосте магнитосферы. В работе [Mitchell et al.,1987] не было обнаружено зависимости толщины LLBL от индекса геомагнитоной активности Кр. Так же была установлена тенденция роста скорости плазмы в LLBL при удалении в хвост магнитосферы. Необходимо отметить, что увеличение толщины LLBL в хвостовой области магнитосферы объясняется в работе [Mitchell et al.,1987] замедлением скорости спутника при приближении к апогею и газодинамическим вязким взаимодействием «газа» магнитослоя с поверхностью плазменного слоя. Возникновение тонкого LLBL при южном ММП объяснялось эрозией магнитных потоков по схеме, предложенной в работе [Haerendel et al., 1978]. В соответствии с данной работой при южном ММП наполненные плазмой магнитные силовые трубки отсоединялись от LLBL и переносились в мантию. В рамках данного подхода LLBL при южном ММП может формироваться как на открытых, так и на закрытых силовых линиях. LLBL, а при северном ММП формируется на закрытых силовых линиях на обоих флангах магнитосферы. На эксперименте неоднократно наблюдалась асимметрия утро-вечер низкоширотного погранслоя [Mitchell et al.,1987; Hasegawa et al., 2002; Newell et al., 2003]. Исследования [Newell et al., 2003] показали, что утренняя сторона LLBL толще, чем вечерняя. Исследование проводилось методом проецирования данных измерения на малых высотах в хвост магнитосферы при использовании модели Цыганенко-89.
Однако, при этом не могла быть учтена асимметрия утро-вечер магнитного поля магнитосферы. Определение зависимости толщины LLBL от параметров солнечного ветра может иметь существенное значение для решения проблемы проникновения плазмы магнитослоя внутрь магнитосферы. Поэтому ниже приведены результаты определения этого параметра по данным Интербол/Хвостовой зонд и THEMIS. 3.2. Зависимость толщины LLBL от параметров ММП и солнечного ветра и от локализации в магнитосфере Земли 3.2.1. Отбор пролетов в LLBL и методика определения толщины слоя LLBL прилегает к магнитопаузе, которая почти всегда быстро движется. Важным при фиксации пролетов в LLBL является определение двух границ слоя: внешней - с магнитослоем и внутренней - с плазменным слоем. Только при нахождении этих двух границ можно оценивать толщину слоя. Часто пересечения LLBL спутниками бывают неполными, то есть спутник, перейдя в LLBL, например, из магнитослоя, вновь выходит в магнитослой. Данный эффект связан с быстрыми движениями магнитопаузы. Поэтому для данной работы отбирались пересечения LLBL, (1) при которых наблюдаются две границы LLBL, то есть спутник пересекал последовательно магнитослой, LLBL и плазменный слой (или в обратном направлении) и при этом направление возможного движения магнитопаузы не менялось. Пример такого пересечения показан на рис. 3.3. На верхней панели показаны результаты измерений электронов прибором Электрон, на нижней -измерений ионов прибором КОРАЛЛ. Вторым критерием отбора (2) пересечений LLBL являлось наличие качественной информации с приборов Коралл, Электрон и МИФ со спутника Интербол/Хвостовой Зонд, либо с приборов ESA и FGM аппаратов проекта THEMIS. Третье условие (3) отбора событий заключалось в наличии четких данных по солнечному ветру и ММП со спутников WIND или THEMIS-B, либо в базе данных OMNI. Скорость спутника 2 км/с много меньше скорости движения магнитопаузы. Поэтому использованная в работе [Mitchell et al., 1987] методика определения толщины LLBL (по времени пересечения слоя спутником) может давать надежные результаты только при очень большой статистике и проведении усреднения, если скорости движения магнитопаузы от Земли и к Земле равновероятны. Поэтому в настоящей работе анализировалась компонента скорости по нормали к магнитопаузе.
Скорость плазмы определялась по результатам измерений функции распределения ионов. Для определения направления нормали к магнитопаузе была использована модель [Shue et al., 1997, 1998]. Данный подход позволяет улучшить точность определения толщины LLBL, но естественно содержит погрешности связанные с использованием модели магнитопаузы, неточностей в определении ее скорости и неоднородностей скорости плазмы внутри LLBL. В таблице 3.1 представлены параметры 73 пересечений LLBL спутниками Themis. В таблице указаны дата, координаты спутника, время начала персечения LLBL, толщина LLBL и компоненты скорости плазмы Vx,Vy, Vz в системе GSM, а так же компонента ММП Bz- В таблице 3.2 указаны те же параметры 32 пересечений LLBL спутником Интербол/Хвостовой Зонд и угол 9вп, рассчитанный только для этих событий (см. ниже раздел 3.4). В таблице 3.3 указаны для всех 105 пересечений параметры солнечного ветра. А именно, параметр VBz, флуктуации скорости солнечного ветра и амплитуды ММП, рассчитанные за 30с, 120с и 5 минут до пересечения LLBL. На рис. 3.11, 3.12 и 3.13 показаны зависимости толщины LLBL от уровня флуктуации амплитуды магнитного поля, компоненты ММП Bz и скорости солнечного ветра. Анализ рис. 3.11, 3.12 и 3.13 говорит в пользу отсутствия какой либо ярко выраженной зависимости толщины LLBL от уровня флуктуации в солнечном ветре. Однако не исключено, что такая зависимость сможет проявиться при значительном увеличении статистики. 3.4. Зависимость толщины LLBL от угла между нормалью к ударной волне и направлением магнитного поля в солнечном ветре В Главе 2 был получен вывод о том, что при высоком уровне флуктуации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое может нарушаться баланс давления в разных точках магнитопаузы. При локальном нарушении баланса давлений плазма магнитослоя может проникать внутрь магнитосферы и формировать пограничные слои. По аналогии с приведенным выше выводом можно предположить, что чем выше уровень флуктуации в магнитослое, тем чаще должен нарушаться баланс давлений в разных точка магнитопаузы. Следовательно, тем больше плазмы сможет проникнуть внутрь магнитосферы, формируя LLBL. При этом логично было бы предположение об увеличении толщины LLBL с ростом уровня флуктуации в магнитослое. В главе 1 при обсуждении характеристик турбулентности магнитослоя указывалось на то, что уровень флуктуации за квазипараллельной ударной волной намного превышает уровень флуктуации за квазиперпендикулярной ударной волной.
