Содержание к диссертации
Введение
Глава 1 Структура токового слоя дневной магнитопаузы в зависимости от направления магнитного поля солнечного ветра 19
1.1 Введение 19
1.2 Теоретические подходы к исследованию структуры магнитопаузы 22
1.3 Модель токовых слоев низкоширотной дневной магнитопаузы 29
1.3.1 Южное межпланетное магнитное поле 31
1.3.2 Северное межпланетное магнитное поле 33
1.3.3 Токовые слои на границе двух сред 33
1.3.4 Токи на дневной магнитопаузе при северном ММП 36
1.3.5 Магнитное поле на дневной магнитопаузе при северном ММП . 43
1.4 Сопоставление с наблюдениями структуры токов
дневной магнитопаузы и их магнитных полей при северном ММП . 48
1.5 Обсуждение результатов 54
1.6 Выводы к Главе 1 56
1.6.1 Основные результаты -. 57
Глава 2 Структура магнитосферы в зависимости от направления межпланетного магнитного поля 58
2.1 Введение 58
2.2 Пересоединение межпланетного и магнитосферного магнитных полей . 62
2.3 Сферическая модель магнитосферы 70
2.4 Параболоидная модель магнитосферы 84
2.4.1 "Южное" направление ММП 88
2.4.2 "Северное" направление ММП 90
2.4.3 Направление ММП близкое к радиальному 90
2.5 Влияние магнитного поля солнечного ветра на сердцевину магнитосферы 95
2.6 Обсуждение результатов 101
2.7 Сопоставление полученных результатов с наблюдениями 102
2.8 Выводы к Главе 2 107
2.8.1 Основные результаты 107
Глава 3 Электрическое поле, конвекция и токовые системы в высокоширотной ионосфере в зависимости от направления межпланетного магнитного поля 109
3.1 Введение 109
3.2 Сферическая модель магнитосферы 112
3.2.1 Электрическое поле на открытых силовых линиях 113
3.2.2 Продольные электрические поля 123
3.2.3 Токи на открытых силовых линиях 127
3.2.4 NBZ-токи 129
3.2.5 Электрическое поле на замкнутых силовых линиях при строго южном ММП 135
3.2.6 Продольные токи на границе полярной шапки и их магнитное поле при строго южном ММП 138
3.2.7 Продольные токи при южном ММП, вызванные асимметрией относительно экваториальной плоскости 143
3.3 Параболоидная модель магнитосферы 144
3.3.1 Конвекция плазмы в высокоширотной ионосфере при южном ММП 146
3.3.2 Конвекция плазмы в высокоширотной ионосфере при северном ММП 150
3.3.3 Конвекция плазмы в высокоширотной ионосфере при направлении ММП близком к радиальному 153
3.4 Обсуждение результатов 160
3.5 Выводы к Главе 3 161
Глава 4 Переходные токовые системы 163
4.1 Введение 163
4.2 Поворот ММП к югу 166
4.3 Переходные токовые системы, возникающие при повороте ММП к северу 171
4.3.1 Продольные токи на границе полярной шапки при северном ММП 172
4.3.2 Глобальное магнитное возмущение на низких широтах на уровне Земли, созданное переходной токовой системой при повороте ММП к северу 175
4.4 Магнитная буря 24-27 сентября 1998 года 182
4.4.1 Высокоширотные проявления столкновения магнитосферы с коро-нальным выбросом массы 24 сентября 1998 года 186
4.4.2 Низкоширотные проявления столкновения магнитосферы с корональним выбросом массы 24 сентября 1998 года 192
4.4.3 Расчеты низкоширотных возмущений Н-компоненты магнитного поля на Земле, вызванных столкновением магнитосферы с корональ-ным выбросом массы 24 сентября 1998 года 199
4.5 Выводы к Главе 4 208
4.5.1 Основные результаты 208
Глава 5 Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы Юпитера 209
5.1 Введение 209
5.2 Модели магнитоферы Юпитера 220
5.3 Параболоидная модель магнитоферы Юпитера 223
5.3.1 Поле магнитодиска Юпитера 226
5.3.2 Закрытая модель магнитосферы Юпитера 233
5.4 Электрическое поле, генерируемое вращением Юпитера 236
5.5 Электрическое поле, созданное МГД генератором солнечного ветра 240
5.6 Магнитосфера Юпитера при южном ММП 242
5.6.1 Коэффициент проникновения южного ММП в магнитосферу fcj~0,1 244
5.6.2 Коэффициент проникновения южного ММП в магнитосферу fcj~0,8 252
5.7 Магнитосфера Юпитера при северном ММП 260
5.8 Выводы к Главе 5 265
5.8.1 Основные результаты 265
Глава 6 Генерация магнитного поля при обтекании быстро вращающейся планеты 267
6.1 Введение 267
6.2 Основные элементы теории динамо 269
6.3 Магнитное поле и поле скоростей в переходной области вблизи магнитопаузы271
6.4 Осесимметричный случай 275
6.5 Отклонение от аксиальной симметрии 277
6.6 Энергетические оценки 280
6.7 О применимости механизма генерации магнитного поля вблизи магнитопа-
узы к планетам Солнечной системы 282
6.8 Выводы к главе 6 284
Заключение 286
Список опубликованных работ автора по теме диссертации 292
Список литературы
- Модель токовых слоев низкоширотной дневной магнитопаузы
- Пересоединение межпланетного и магнитосферного магнитных полей
- Электрическое поле на замкнутых силовых линиях при строго южном ММП
- Глобальное магнитное возмущение на низких широтах на уровне Земли, созданное переходной токовой системой при повороте ММП к северу
Введение к работе
Исследование космического пространства - одна из наиболее бурно разивающихся областей знания. Решение ряда практически важных задач, таких как изучение влияния динамики солнечной активности на околоземное пространство, обеспечение радиационной безопасности, прогноз геомагнитной обстановки и др. невозможно без фундаментального понимания физических процессов, происходящих в Солнечной системе и вблизи Земли. При этом необходимо учитывать влияние магнитного поля солнечного ветра на структуру магнитосферы и магнитопаузы, на конвекцию плазмы и токовые системы.
Своим происхождением магнитосфера обязана взаимодействию сверхзвукового потока разреженной плазмы солнечного ветра, испускаемого солнечной короной, с геомагнитным полем. В результате этого взаимодействия вокруг Земли образуется полость, заполненная магнитосферным магнитным полем, препятствующим проникновению плазмы солнечного ветра.
Плазма околоземного пространства настолько разрежена, что кулоновские взаимодействия между частицами существенны только в тонком ионосферном слое. Вне ионосферы крупномасштабное магнитное поле вызывает движение частиц плазмы по спиральным траекториям вокруг магнитных силовых линий с циклотронной частотой, превышающей частоту столкновений. При этом плазма называется замагниченной, ее свойства оказываются анизотропными в силу выделенности направления магнитного поля. Такими свойствами обладает не только магнитосферная плазма, но и межзвездный газ и плазма солнечного ветра. В замагниченной плазме в полной мере проявляется анизотропия проводимости. Проводимость вдоль магнитного поля настолько велика, что силовые линии вморожены в плазму.
В такой бесстолкновительной плазме модифицируются специфические плазменные коллективные процессы, а распределение частиц по скоростям может сильно отличаться от равновесного — максвелловского (пучки быстрых частиц, анизотропия температур), что является причиной развития большого числа микронеустойчивостей. Таким образом, движение частиц космической плазмы определяется не только локальными условиями, но и состоянием плазмы и магнитных полей в удаленных областях.
Нелокальный характер процессов в околоземном пространстве определяется тем, что они происходят в единой крупномасштабной космической системе. Электрические и магнитные поля объединяют и взаимосвязывают отдельные объекты этой системы. Кроме того, нелокальность обусловлена сильной анизотропией проводимости (проводимость вдоль магнитных силовых линий очень велика), а также дальнодействием электромагнитных сил, источники которых могут находиться в удаленных областях.
Наиболее ярко нелокальный характер процессов, происходящих в космической плазме, проявляется при пересоединении магнитных полей. Несмотря на то, что плотность энергии межпланетного магнитного поля (ММП) существенно меньше плотности кинетической энергии солнечного ветра на орбите Земли и пересоединение межпланетного и магнитосферного полей происходит в небольшой области на границе магнитосферы (где магнитные поля антипараллельны), процессы пересоединения играют ключевую роль в формировании глобальной структуры и динамики магнитосферы. Вдоль пересоединившихся магнитных силовых линий электрическое поле может проникать из солнечного ветра внутрь магнитосферы, определяя конвективное движение плазмы.
Собственное магнитное поле планеты — ее важнейшая характеристика с точки зрения космической электродинамики. В настоящее время более или менее надежно известны магнитные поля всех планет Солнечной системы, кроме Плутона (см. таблицу 1, в которой приведены некоторые свойства планет [Моффат, 1980; Huddleston et al., 1997]).
Магнитное поле Меркурия намного меньше поля Земли. Венера не обладает собственным магнитным полем. Ситуация с Марсом до сих пор неясна: если у него и есть собственное поле, оно мало. Для планет, не имеющих магнитного поля, существенно индукционное взаимодействие с замагниченной плазмой солнечного ветра.
Для Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна установлен не только факт существования их собственных магнитных полей, но известны величины их мультипольних членов. Взаимодействие солнечного ветра с собственным магнитным полем планеты приводит к формированию крупномасштабных магнитосферных магнитных и электрических полей, конвекции и токовых систем.
Для быстро вращающихся планет, обладающих сильным магнитным полем (наибо лее ярким представителем которых является Юпитер), вращение оказывает существенное влияние на формирование их магнитосфер и взаимодействие с солнечным ветром. Около 98% суммарной массы планет Солнечной системы приходится на долю планет-гигантов, характеризующихся большими размерами и массой, относительно низкой плотностью, быстрым вращением, наличием магнитного поля, а также многочисленными спутниками.
Диссертация посвящена изучению влияния межпланетного магнитного поля на формирование магнитосфер Земли и Юпитера, на конвекцию магнитосферной и ионосферной плазмы, на структуру токовой зоны дневной магнитопаузы; вводится понятие переходных токовых систем, возникающих в магнитосфере Земли при резком повороте ММП к северу; предложен возможный механизм усиления магнитного поля вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты.
Проведено сопоставление полученных теоретических результатов и модельных расчетов с имеющимися экспериментальными данными, подтверждающее их достоверность.
Актуальность рассматриваемых в диссертации вопросов определяется тем, что важнейшие прикладные задачи неосуществимы без фундаментальных исследований физических процессов в системе солнечный ветер-магнитосфера-ионосфера-Земля. Связующим звеном в этой системе является магнитное поле, вдоль силовых линий которого происходит обмен заряженными частицами и передача энергии на большие расстояния. В частности, возросшие требования к улучшению прогноза "космической погоды" для решения практических задач делают актуальными рассматриваемые в диссертации вопросы.
Актуальность затронутых проблем связана также с тем, что для понимания магни-тосферных и ионосферных процессов, для анализа огромного потока информации, полученной в настоящее время на многочисленных космических аппаратах и искусственных спутниках Земли, необходимо знать конфигурацию силовых линий магнитосферного поля, соответствующую межпланетному магнитному полю в момент наблюдения.
Полеты космических аппаратов Pioneer 10, 11, Voyager 1, 2, Ulysses, Galileo и Cassini к Юпитеру (самой крупной планете в Солнечной системе, обладающей самым сильным магнитным полем) делают весьма актуальной проблему о строении магнитосферы этой планеты и о влиянии на нее магнитного поля солнечного ветра. Специфика юпитерианской магнитосферы определяет своеобразие обтекания ее солнечным ветром и взаимодействия с его магнитным полем.
Цель диссертации состоит в изучении роли межпланетного магнитного поля в формировании магнитосферы планеты, обладающей сильным собственным магнитным полем. Среди планет земной группы самое сильное поле у Земли, среди планет-гигантов — у Юпитера. Задачи диссертации можно сформулировать следующим образом.
1. Исследовать структуру токового слоя дневной магнитопаузы Земли в зависимости от направления магнитного поля солнечного ветра.
2. Проанализировать формирование в магнитосферах Земли и Юпитера магнитных и электрических полей и конвекции для различных ориентации ММП.
3. Изучить процессы, происходящие в магнитосфере Земли при резком повороте ММП к северу, в частности, преобразование высокоширотных трехмерных токовых систем.
4. Выяснить особенности обтекания магнитосфер быстро вращающихся планет.
Новые возможности для изучения взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой открываются благодаря доступности огромного экспериментального материала через сеть Интернет. Наряду с разработкой теоретических моделей в диссертации проведена систематизация и анализ обширного теоретического материала, имеющегося в литературе, и экспериментальных данных, полученных на космических аппаратах и спутниках и на наземных обсерваториях.
Научная новизна работы состоит в том, что впервые теоретически выявлен ряд эффектов, определяемых величиной и направлением ММП:
- для земной магнитосферы для наименее исследованного случая северного ММП пока зано, что дневная магнитопауза представляет собой двойной токовый слой; пересоединение происходит в нейтральных точках магнитного поля в окрестности каспов, вследствие чего возникает обращение конвекции, образующей вихри на открытых силовых линиях полярных шапок, а граниица между открытыми и замкнутыми силовыми линиями становится эквипотенциалью;
- при близком к радиальному направлении ММП пересоединения на линии и в нейтраль ной точке существуют в земной магнитосфере одновременно.
Впервые построена модель магнитосферы Юпитера, учитывающая эффекты ММП. Эти новые теоретические представления позволили внервые объяснить следующие явления:
- возмущения низкоширотной Н-компоненты магнитного поля на Земле, направленные к северу ночью и к югу днем, возникающие после резкого поворота ММП к северу, сопровождающего прохождение межпланетной ударной волны;
- появление антикоротационных потоков плазмы в экваториальной предполуденной маг нитосфере Юпитера при южном ММП.
Разработанный подход позволил теоретически обосновать необходимость возникновения NBZ-токов вблизи земных каспов при северном ММП и возможность усиления магнитного поля у магнитопаузы быстро вращающейся планеты.
Результаты исследований имеют практическое значение: они позволяют проводить анализ спутниковых и наземных данных, наблюдений, полученных на космических аппаратах вблизи Юпитера, а также осуществлять прогноз электромагнитной обстановки в околоземном космическом пространстве. В частности, непосредственную практическую ценность представляет обнаружение маркера, позволяющего в ряде случаев идентифицировать маг-нитопаузу при северном ММП, когда ее положение трудно определить. Теоретическое обоснование необходимости возникновения NBZ-токов при северном ММП дает возможность прогнозирования возмущений в полярной ионосфере, оказывающих существенное влияние на прохождение радиоволн. Кроме того, приведенные в диссертации расчеты показывают, какие магнитные возмущения на экваторе Земли следует ожидать и в течение какого времени при столкновении Земли с корональным выбросом массы, несущим северное магнитное поле. Практическое применение проведенных исследований, в частности, состоит во вкладе автора в создание трех государственных стандартов [Алексеев и др., 1984; 1986а,Ь].
Достоверность результатов диссертации подтверждается их хорошим согласием с имеющимися экспериментальными данными и обусловлена использованием современных аналитических методов и расчетных моделей.
Содержание работы: диссертация состоит из введения, шести глав и заключения.
- Во введении сформулированы тема и цели диссертации, обоснована ее актуальность, приведены результаты, выносимые на защиту, отмечены научная новизна и практическая значимость полученных результатов, личный вклад автора и апробация работы.
- Первая глава посвящена исследованию структуры токового слоя дневной низкоширотной земной магнитопаузы в зависимости от направления магнитного поля солнечного ветра. Особое внимание уделяется случаю северного направления ММП, когда ситуация наиболее сложная, поскольку магнитные поля по обе стороны от подсолнечной магнитопаузы параллельны друг другу, а часто и близки по величине, что сильно затрудняет определение положения магнитопаузы. Показано, что в этом случае ионы магнитослоя и магнитосферы формируют на магнитопаузе два антипараллельных токовых слоя.
- Во второй главе рассчитано магнитосферное магнитное поле Земли для различных направлений межпланетного магнитного поля. Особое внимание уделяется вопросу о син-гулярностях магнитосферного магнитного поля, играющих ключевую роль в определении структуры магнитосферы. Подробно исследованы наиболее сложные случаи, реализуемые при одновременном существовании в магнитосфере нейтральной точки и нейтральной линии магнитного поля при близком к радиальному направлении ММП.
В третьей главе проанализировано формирование электрических полей, конвекции и токовых систем в высокоширотной магнитосфере и ионосфере Земли в зависимости от на правления ММП. При направлении близком к радиальному в полярных шапках получена принципиально новая картина конвекции, отражающая свойства одновременно существующих в магнитосфере двух типов пересоединения (на линии и в точке). Показано, что при северном ММП возникают продольные токи зоны каспа. Эти токи были измерены на ИСЗ MAGSAT и названы NBZ-токами.
- В четвертой главе введено новое понятие о переходных крупномасштабных трехмерных токовых системах, возникающих в высокоширотной ионосфере при внезапном повороте ММП к северу. Оценено характерное время их существования и наземные проявления. На примере события 24 сентября 1998 г. показано, что генерируемая при резком повороте ММП к северу и одновременном скачке давления солнечного ветра переходная токовая система может быть ответственна за неожиданные высокоширотные и низкоширотные явления, наблюдаемые в это время на искусственных спутниках Земли и на наземных обсерваториях.
- В пятой главе построена модель магнитосферы Юпитера, позволяющая исследовать эффекты межпланетного магнитного поля. На базе экспериментального материала, полученного при пролетах шести космических аппаратов вблизи Юпитера, определена относительная роль униполярного индуктора и МГД-генератора солнечного ветра в возбуждении электрических полей и конвекции в юпитерианской магнитофере и ионосфере.
- В шестой главе предложен механизм генерации магнитного поля вблизи магнито-паузы быстро вращающейся планеты, обладающей сильным магнитным полем, плотной атмосферой и хорошо проводящей ионосферой, при обтекании ее потоком замагниченной плазмы. Показано, что в Солнечной системе этот механизм может быть реализован на высокоширотной магнитопаузе Юпитера, где возможно усиление поля на порядок при направлении ММП, параллельном магнитному моменту планеты.
В Заключении подведены итоги и сформулированы выводы.
На защиту выносятся результаты, полученные в работах, составляющих основу диссертации:
I. Построена модель токовых слоев земной низкоширотной дневной магнитопаузы, хорошо согласующаяся с наблюдениями и существующими теоретическими представлениями и описывающая взаимодействие двух сортов замагниченной бесстолкнови-тельной плазмы (магнитослоя и магнитосферы) в сильных магнитных полях. Основное внимание уделяется случаю северного ММП, когда токовую область магнитопа узы трудно идентифицировать. Получены следующие результаты:
1. Дневная магнитопауза представляет собой двойной токовый слой. Носителями токов являются ионы магнитослоя и магнитосферы. При южном ММП азимутальные токи в слоях параллельны друг другу и направлены к вечеру, при северном — антипараллельны, ток, переносимый магнитосферными ионами, меняет направление.
2. Возникновение токов на дневной магнитопаузе вызвано различием свойств плазмы и параметров магнитных полей в магнитослое и в магнитосфере Земли (это токи намагничивания).
3. При северном ММП на магнитопаузе уменьшается Дг-компонента, а следовательно, и величина модуля полного магнитного поля. Это позволяет идентифицировать токовую зону земной магнитопаузы даже тогда, когда поля магнитослоя и магнитосферы близки по направлению и величине.
4. Результаты расчетов, проведенных в предложенной модели для пересечений при северном ММП исскуственным спутником Земли AMPTE/IRM дневной низкоширотной магнитопаузы 13 и 24 октября 1985 года, хорошо согласуются с наблюдениями.
В результате анализа квазистационарного взаимодействия магнитных полей солнечного ветра и земной магнитосферы построена самосогласованная структура магни-тосферного магнитного поля при различных ориентациях вектора ММП (с Ву&0).
1. Показано, что возникают различные типы пересоединения в ответ на изменение направления ММП.
2. При сильном южном ММП (когда \Вг\ » \ВХ\, \ВУ\) одна нейтральная точка магнитного поля лежит в токовом слое дневной магнитопаузы, а другая — в токовом слое магнитосферного хвоста. Возникает двумерное пересоединение на линии, соединяющей эти точки. В целом, картина пересоединения аналогична двумерному пересоединению в модели Данжи. При северном ММП (Bz » \ВХ\, \ВУ\) трехмерное пересоединение происходит в двух нейтральных точках магнитного поля, расположенных в магнитосфере вблизи северного и южного кас-пов.
3. При направлении ММП близком к радиальному (\ВХ\ » \ВУ\, \BZ\) два типа пересоединения магнитных полей существуют в магнитосфере одновременно: двумерное пересоединение на линии (расположенной на магнитопаузе части сепаратрисы) и трехмерное пересоединение в нейтральной точке вблизи северного каспа при Вх О или вблизи южного при Вх 0.
4. В квазистационарном случае не происходит накопления магнитных потоков, поэтому пересоединение, при котором межпланетные и замкнутые силовые линии образуют открытые силовые линии, в равновесии сбалансировано обратным процессом: образованием межпланетных и замкнутых силовых линий из открытых силовых линий двух полярных шапок.
Направление магнитного поля солнечного ветра контролирует электрическое поле и токи в высокоширотной земной ионосфере. В зависимости от ориентации межпланетного магнитного поля с постоянным модулем и ByfaO рассчитано распределение электрического потенциала на открытых силовых линиях полярных шапок. Показано, что:
1. Для южного ММП (Вг 0; \BZ\ » \ВХ\, \ВУ\) в обеих полярных шапках конвекция направлена от Солнца и пересекает границу между открытыми и замкнутыми силовыми линиями; экстремумы потенциала электрического поля расположены на этой границе утром и вечером.
2. Для северного ММП (Вг 0; Вг \ВХ\, \ВУ\) на открытых силовых линиях в обеих полярных шапках конвекция имеет вихревую структуру, не пересекает границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями; вблизи ионосферной проекции каспа конвекция направлена к Солнцу (так называемое, обращение конвекции), там же локализованы экстремумы электрического потенциала и сильные распределенные продольные токи (NBZ-токи).
3. Для близкого к радиальному направления ММП ионосферная конвекция на открытых силовых линиях имеет структуру, отражающую свойства двумерного и трехмерного пересоединений, существующих в магнитосфере одновременно: наряду с вихревой формой и обращением конвекции только часть границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями является эквипотенциалью, другая часть, представляющая собой ионосферную проекцию линии пересоединения, пересекается конвективными потоками.
Анализ глобальной самосогласованной конфигурации магнитосферного магнитного поля в зависимости от направления ММП позволил исследовать процесс перестройки крупномасштабных токовых систем под действием резкого изменения ориентации магнитного поля солнечного ветра и скачка динамического давления. Такие ситуации характерны для столкновения магнитосферы с корональным выбросом массы.
1. Показано, что при внезапном повороте магнитного поля солнечного ветра от горизонтального направления к северу, сопровождающем прохождение межпланетной ударной волны, возникает переходная трехмерная токовая система.
2. Оценено характерное время ее существования, определяемое временем формирования конвекции, соответствующей северному ММП, на открытых силовых линиях двух полярных шапок.
3. Показано, что магнитное поле от переходной токовой системы на низких широтах на поверхности Земли направлено к югу днем и к северу ночью.
4. Модельные расчеты, проведенные для события 24 сентября 1998 года, позволили объяснить неожиданные наблюдения возмущений низкоширотной Н-компоненты магнитного поля на наземных магнитометрах в дневные и ночные часы влиянием переходной крупномасштабной трехмерной токовой системы с продольными токами порядка нескольких миллионов Ампер. Наиболее сильные положительные возмущения Н-компоненты возникали на ночных станциях, а отрицательные на дневных. Магнитное поле переходной токовой системы превысило магнитный эффект от сжатия магнитосферы под действием скачка давления солнечного ветра на межпланетной ударной волне.
Построена модель магнитосферы Юпитера, позволившая исследовать влияние ММП. Эта модель отражает основные черты юпитерианской магнитосферы: быстрое вращение и наличие мощного источника внутримагнитосферной плазмы — спутника Юпитера Ио. Для разных ориентации ММП получено распределение потенциалов электрических полей, созданных вращением Юпитера и МГД-генератором солнечного ветра.
1. Согласно модельным расчетам при южном ММП в экваториальной магнитосфере Юпитера возникает суперпозиция ковращения (в сердцевине магнитосферы) и антисолнечной конвекции (на флангах и в хвосте). Вечером направления ковращения и конвективного движения совпадают, утром они антипараллельны. В результате в утреннем секторе внешней магнитосферы возможно возникновение антикоротационных потоков. На открытых силовых линиях полярных шапок образуется двухвихревая структура с обращением конвекции вблизи проекции каспа.
2. Наблюдаемые утром при южном ММП на КА Ulysses антикоротационные и направленные от Солнца потоки в экваториальной магнитосфере Юпитера и на линиях, связанных с полярными шапками, хорошо согласуются с результатами модельных расчетов. Наличие таких потоков во время пролета Ulysses и их отсутствие при пролетах Voyagers и Pioneer 10 связано с различной ориентацией северо-южной компоненты ММП для этих случаев.
3. При северном магнитном поле солнечного ветра модельные вычисления демонстрируют в дневной и утренней экваториальной юпитерианской магнитосфере преобладание ковращения и отсутствие антикоротационных потоков, а в хвосте за квазинейтральной линией движение в антисолнечном направлении.
4. Проведенное сопоставление полученных результатов с наблюдениями показало хорошее согласие с данными космических аппаратов Pioneer 10 и Voyagers, наблюдавших при северном ММП в экваториальной плоскости юпитерианской магнитосферы ковращение до подсолнечной магнитопаузы и движение в антисолнечном направлении в хвосте при г 150i?j (так называемый, "магнито-сферный ветер").
Предложен возможный механизм генерации магнитного поля вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты. Из всех планет Солнечной системы этот механизм актуален только для Юпитера.
1. Показано, что для быстро вращающейся планеты, обладающей сильным магнитным полем, плотной атмосферой и достаточно большими интегральными прово-димостями ионосферы и магнитопаузы (меньшими магнитосферной продольной проводимости), для которой вращение может передаваться по открытым силовым линиям от планеты вплоть до магнитопаузы, дифференциальное вращение в тонком слое, прилегающем снаруже к магнитопаузе, может вытягивать крупномасштабное магнитное тороидальное поле из полоидального магнитного поля солнечного ветра.
2. Показано, что необходимые условия существования а-эффекта (нарушение аксиальной симметрии поля скоростей и магнитного поля и отсутствие зеркальной симметрии поля скоростей) выполняются в тонком пограничном слое, примыкающем к магнитопаузе извне, где азимутальная скорость вращения постепенно затухает. В этом слое вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты создается возможность генерации полоидального поля из тороидального.
3. Межпланетное магнитное поле на высокоширотной магнитопаузе быстро вращающейся планеты может усилиться во столько раз во сколько азимутальная скорость вращения у магнитопаузы превышает альвеновскую скорость в невозмущенном потоке солнечного ветра. Для Юпитера возможно максимальное усиление магнитного поля солнечного ветра вблизи магнитопаузы примерно на порядок.
Личный вклад автора. Главные результаты диссертации получены автором лично и опубликованы без соавторов в десяти статьях в рецензируемых ведущих научных журналах (три в журнале "Геомагнетизм и Аэрономия" [Беленькая, 1993, 1998, 2003], четыре в журнале "Journal of Geophisical Research" [Belenkaya, 1993, 1996, 1998a, 2001a], одна в журнале "Journal of Atmospheric and Solarerrestrial Physics" [Belenkaya, 1998b], одна в журнале "Astrophysics and Space Science" [Belenkaya, 2001b] и одна в журнале "International Journal of Geomagnetism and Aeronomy" [Belenkaya, 2002]) и в монографии E. С. Беленькой "Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы" [Беленькая, 2002].
В работах по теме диссертации, выполненных с соавторами (И. И. Алексеевым, В. В. Калегаевым, Ю. Г. Лютовым, СЮ. Бобровниковым) все соавторы внесли равный научный вклад. Е. С. Беленькой в этих работах принадлежит постановка тех задач, которые вошли в основные положения диссертации, получение аналитических решений, отраженных в диссертации, проведение численных расчетов, приведенных в диссертации.
По перечисленным выше результатам сделано более 50 докладов на российских и международных конференциях и симпозиумах. Они опубликованы в 89 работах, включающих 50 тезисов докладов, 3 государственных стандарта, 35 статей, из которых 26 напечатано в рецензируемых журналах и 9 в трудах конференций, и 1 монографию.
Апробация работы. Материалы диссертации докладывались на научных семинарах в НИИЯФ МГУ, ПГИ, ИФЗ, ИКИ, ГАИШ, на международном симпозиуме по солнечно-земной физике (Сочи, СССР, 1984), на V Генеральной ассамблее IAGA (Прага, Чехословакия, 1985), на международном симпозиуме "Полярные геомагнитные явления" (Суздаль, СССР, 1986), на VI Генеральной ассамблее IAGA (Эксетер, Великобритания, 1989), на XXVIII ассамблее COSPAR (Гаага, Нидерланды, 1990), на XX Генеральной ассамблее IUGG (Вена, Австрия, 1991), на Чепменовской конференции по микро- и среднемасштаб-ным явлениям в космической плазме (Гаваи, США, 1992), на Всемирном космическом конгрессе (Вашингтон, США, 1992), на Чепменовской конференции по физике магнито-паузы (Сан-Диего, США, 1994), на VIII международном симпозиуме по солнечно-земной физике (Сендай, Япония, 1994), на Чепменовской конференции по магнитным бурям (Пасадена, США, 1996), на III международной конференции по суббурям (ICS-3, Версаль, Франция, 1996), на I Альфвеновской конференции Европейского Геофизического союза по низко-высотным исследованиям процессов на дневной границе магнитосферы (Киру-на, Швеция, 1996), на XXXI научной ассамблее COSPAR (Бирмингем, Англия, 1996), на VIII научной ассамблее IAGA (Уппсала, Швеция, 1997), на рабочей группе "Координированные исследования взаимодействия солнечный ветер - магнитосфера - ионосфера. Интерболл" (Кошице, Словакия, 1998), на Международной конференции по проблемам Геокосмоса (Санкт-Петербург, Россия, 1998), на XXIII и XXVII Генеральных ассамблеях Европейского Геофизического союза (Ницца, Франция, 1998, 2002), на конференции "Магнитосферы внешних планет" (Париж, Франция, 1999), на Европейской конференции по гигантским планетам: "Юпитер после Галилео и Кассини" (Лиссабон, Португалия, 2002), на международном симпозиуме "Авроральные явления и солнечно-земные связи", посвященном памяти профессора Ю. И. Гальперина (Москва, Россия, 2003) и др.
Модель токовых слоев низкоширотной дневной магнитопаузы
В работах [Беленькая, 1998, 2002; Belenkaya, 2001а] предложена простая модель токов на дневной низкоширотной магнитопаузе, демонстрирующая физический смысл процессов, происходящих на границе между двумя сортами замагниченной плазмы, находящимися в разных магнитных полях. Для фиксированных внешних параметров плазмы и магнитных полей по обе стороны от границы рассматривались траектории заряженных частиц и возникающие токи. Исследовался случай, когда скачок магнитных полей на границе создан именно этими токами, и определялся пространственный масштаб квазистационарной токовой структуры, помещенной во внешнее "фоновое" магнитное поле, которое, в свою очередь, определялось в задаче. Полученное решение давало два пространственных масштаба, поскольку возникало два токовых слоя, созданных ионами магнитослоя и магнитосферы. Полученные результаты сопоставлялись с экспериментальными данными.
Граница между магнитными полями предполагалась достаточно тонкой. Сначала считалось, что ее толщина больше ларморовского электронного радиуса, но меньше ларморовского ионого радиуса. Затем, исходя из условия равновесия образовавшейся токовой структуры, определялась конечная толщина границы. При этом электроны рассматривались как нейтрализующая жидкость, а ионы как частицы. Корпускулярное поведение электронов не исследовалось, поскольку их вклад в токи на магнитопаузе несущественен (см. далее раздел "Обсуждение результатов"). Вследствие этого не учитывалось и электрическое поле. Это является ограничением модели. Однако, в действительности, поляризационные электростатические поля на магнитопаузе на масштабе порядка нескольких ионных гирорадиусов существуют только временно (см. раздел "Обсуждение результатов").
Несмотря на то, что магнитопауза постоянно находится в движении, предполагалось, что ее перемещение несущественно за характерный для рассматриваемой задачи период времени — ионный гиропериод. Это время много меньше другого характерного времени — времени существования токов магнитопаузы, которое определяется временем разрушения градиентов температуры и плотности плазмы, а также градиента магнитного поля, обеспечивающих само существование магнитосфер ной границы. Наблюдения показывают, что эти градиенты существуют постоянно.
Дневная низкоширотная магнитопауза считалась плоской границей, поскольку ради ус ее кривизны, составляющий несколько земных радиусов {RE), существенно превышает толщину магнитопаузы [De Keyser and Roth, 1997], равную нескольким ионным гирора-диусам [Berchem and Russell, 1982а]. Магнитные поля и свойства плазмы в магнитослое и в магнитосфере различны. Плазма магнитослоя относительно плотная и холодная, плазма магнитосферы более разреженная и горячая. Магнитное поле в магнитослое является искаженным после прохождения ударной волны полем солнечного ветра. Магнитное поле магнитосферы определяется, главным образом, внутримагнитосферными источниками: диполем Земли с токами экранировки на магнитопаузе, токовой системой геомагнитного хвоста и т.д.
Средние значения параметров плазмы магнитослоя приведены в Phan et al. [1994] отдельно для малого угла между магнитными полями по обе стороны от магнитопаузы: rimsh = 15,4см-3, Tmsh + = 3,38 106К, TmSh - = 0,48 106К и для большого угла: ftmsh = 17,2см-3, Tmsh + = 3,78-106К, Тщвь _ = 0,66-106К. В магнитосфере плотность плазмы примерно на порядок меньше, а температура примерно в 6 раз больше, чем в магнитослое. Магнитное поле в магнитосфере у дневной магнитопаузы Впцрь 70 нТл, магнитное поле в магнитослое вблизи подсолнечной магнитопаузы может достигать примерно той же величины. Индексы "msh" и "msph" относятся к областям магнитослоя ("magnetosheath") и магнитосферы ("magnetosphere"), а индексы "+" и "—" — к протонам и электронам, соответственно.
Введем систему координат (X, У, Z), в которой ось X направлена вдоль внешней нормали к магнитопаузе, ось Z совпадает с направлением магнитного поля в магнитосфере вблизи магнитопаузы, а ось Y направлена в вечернюю сторону. Систему координат (X,Y,Z) поместим на границе между магнитными полями двух сред (на магнитопаузе).
Как следует из многочисленных наблюдений, плазма магнитослоя не проникает в магнитосферу, а в основном, обтекает ее. В свою очередь, магнитосферная плазма также не проникает глубоко внутрь магнитослоя. Поскольку в бесстолкновительной плазме заряженные частицы не взаимодействуют друг с другом непосредственно, в первом приближении, можно рассматривать плазму как систему независимых заряженных частиц, движущихся в сильных внешних магнитных полях.
В магнитной гидродинамике существуют различные типы разрывов [Ландау и Лиф-шиц, 1982]. Однако, МГД не исследует внутреннюю структуру разрывов, полагая, что они бесконечно тонкие. Поскольку в дальнейшем будет обсуждаться структура токов магни топаузы, а наблюдаемая толщина магнитопаузы порядка ионного гирорадиуса, на таких пространственных масштабах магнитная гидродинамика неприменима, и требуется кинетический подход.
Ларморовский радиус частицы с зарядом е и массой т в магнитном поле В равен: где Vj_ — компонента скорости частицы, перпендикулярная магнитному полю (масса электрона 9,1 10 28 г, масса протона 1,67 1(Г24 г, е = 4,8 1(Г10 CGSE).
Sonnerup and Cahill [1967], исследуя измерения магнитного поля на Explorer 12, обнаружили, что за редким исключением нормальная к магнитопаузе компонента поля мала. Рассмотрим, что происходит на границе двух магнитных полей и двух сортов замагниченной плазмы для случая антипараллельных и параллельных магнитных полей магни-тослоя и магнитосферы ("южное" и "северное" магнитные поля солнечного ветра). Мы предполагаем, что при х = 0 (на магнитопаузе) скачком меняется магнитное поле, а ионы магнитослоя и магнитосферы могут проникать за границу в пределах их ларморовской окружности. При этом считаем, что характерные температуры проникающих ионов не меняются при пересечении границы х = 0. Для простоты полагаем, что относительного движения двух сортов плазмы перпендикулярно разрыву нет и что магнитные поля по обе стороны от магнитопаузы тангенциальны разрыву.
Пересоединение межпланетного и магнитосферного магнитных полей
Другой пример пересечения дневной магнитопаузы при малом угле между межпланетным и магнитосферным магнитными полями ( 15) также опубликован в Phan et al. [1994] и показан на рисунке 1.5 (левая панель). Спутник AMPTE/IRM в 13 час 2 мин 47 сек UT 24 октября 1985 г. достиг магнитопаузы. При этом наблюдалось одновременное возрастание температур Тр и Те и анизотропии протонной температуры Av, а также внезапное изменение азимутального угла скорости потока у ур, отождествляемое с пересечением магнитопаузы. Измеренные параметры плазмы и магнитного поля, а также результаты вычислений для этого случая приведены в Таблице 1.1.
Вычисленное значение минимального магнитного поля на магнитопаузе В\х=0 = 61 нТл хорошо согласуется с наблюдаемым Bmin mp r%- 60 нТл (см. левую панель рис. 1.5). Фоновое магнитное поле — Д = 68 нТл. Длительность пересечения исследуемой структуры на магнитопаузе была порядка 2 мин, следовательно, толщина магнитопаузы 240 км; модельная толщина магнитопаузы « 258 км. На рисунке 1.4е показаны модельные расчеты Вг{х) ( В(ж)) для 24 октября 1985 г. [Belenkaya, 2002; Беленькая, 2002].
Для сравнения отметим, что характерные величины у-й компоненты плотностей токов ионов магнитослоя и магнитосферы, вычисленные Lee and Кап [1979а] и представленные на их фигурах 2-4, составляли 0,28 Ю-7 А/м2 и 0,09 Ю-7 А/м2 для Вг „мь 18 нТл, Вг msph 35 нТл, nmsh 18 см-3, rimsph 4,5 см-3; Tmsh 0,3 кэВ, Tmsph 0,4 кэВ. В среднем, электронные плотности токов были меньше ионных.
Полученные нами оценки толщины токовой зоны магнитопаузы 2(рпюь + Pmsph) подтверждаются результатами Eastman et al. [1996], согласно которым толщина магнитопаузы колеблется от 1,4 до 3,4 ионных гирорадиусов, и заключением Le and Russell [1994] о том, что толщина тока магнитопаузы порядка 2-4 ионных гирорадиусов.
Результаты наших модельных расчетов, а также наблюдения (см. например, [Le and Russell, 1994, Eastman et al, 1996]) показывают, что поворот магнитного поля на магнитопаузе связан с ионными токами. Толщина токовой зоны магнитопаузы определяется распределением положительных ионов магнитослоя и магнитосферы на границе между ними. Как отмечал Sestero [1966], решения (см. (1.34)-(1.36), (1.48), (1.49)), удовлетворяющие одним и тем же граничным условиям, неединственны, они определяются выбранной функцией распределения. Найденные нами интегральные характеристики двойного токового слоя на дневной магнитопаузе при северном ММП определяются однозначно в равновесном случае.
В представленной нами модели под ионным гирорадиусом (ршвін Ртвръ), определяющим пространственный масштаб токового слоя, понимается ларморовский радиус иона с энергией, равной средней тепловой энергии (которую он имел до пересечения границы) в магнитном поле Ва, равном среднему арифметическому магнитных полей на краях соответствующего токового слоя.
Поскольку магнитное поле меняется внутри токового слоя (см. рис. 1.4), в действительности, гировращение происходит не строго по окружности, однако, отклонение от нее невелико. Максимальный гирорадиус Ртах, соответствующий минимальному магнитному полю в токовом слое Bz m;n, равен pmax = pBa/Bz mjn. Для исследуемых случаев BJBZ min о 1,1 и Ртах 1» 1р. Следовательно, отличие реального р от гирорадиуса, задаваемого формулой (1.47), внутри каждого токового слоя для рассмотренных случаев не превышает 10%.
Изменение величины магнитного поля приводит также к некоторому изменению профилей n, Р и В, показанных на рисунке 1.4, однако, глобальные характеристики (Вг min, р, BQ, J), определяемые из условия равновесия на краях каждого токового слоя и всей структуры в целом, остаются неизменными.
Из-за изменения В возникает градиентый дрейф со скоростью Vd = pV±[B х VB]/2B2. Принимая во внимание, что VB « Д5/2р, мы получаем Vd яз V±AB/4B « V±(BZ max — Bz ШІП)/4Д, « Vj.(l — Bz mm/Ba), где Bz max и Bz т{а — максимальное и минимальное значения величины магнитного поля в слое, аВа = (Bz max + Bz min)/2, по определению. Для рассматриваемых случаев отношение Bz тіП/Ва 0,9, поэтому V& 0,1. « У±-Ток градиентного дрейфа fa определяется скоростью Vd, в то время как модельный ток jy определяется скоростью V±. Поэтому вклад градиентного дрейфого тока в полный ток на подсолнечной магнитопаузе при северном ММП невелик. 1.5 Обсуждение результатов
В настоящей работе электростатическое поле на магнитопаузе не рассматривалось. Однако, здесь мы кратко коснемся этого вопроса, для чего необходимо исследовать поведение электронов на подсолнечной магнитопаузе [Belenkaya, 2001а; Беленькая, 2002].
На границе двух сред ионы проникают существенно глубже, чем электроны во внешнее пространство [Parker, 1967а, b; Willis, 1970, 1971]. Вычисления, выполненные Roth et al. [1993], показывают, что проникновение электронов из магнитослоя и магнитосферы происходит в слое толщиной порядка нескольких электронных гирорадиусов (/?_), в то время как для протонов толщина слоя их взаимного проникновения порядка 2р+. В рамках нашей модели электроны образовывали бы два токовых слоя, расположенных в области [—2/ _msj1, 2/Э_т8р ], если бы первоначальная толщина границы, разделяющей магнитные поля, была бы меньше /э_.
Линейная интегральная плотность тока J пропорциональна объемной плотности тока j и гирорадиусу р (1.48), которые, в свою очередь, пропорциональны у/Т (см. (1.29), (1.33), (1.47)), поэтому J пропорциональна Т. В магнитослое вблизи магнитопаузы температура протонов обычно почти на порядок выше температуры электронов, в магнитосфере это отношение еще больше [Eastman and Hones, 1979, Phan et al., 1994]. Следовательно, скачок магнитного поля, определяемый линейной интегральной плотностью электронных токов, на порядок меньше скачка поля, связанного с линейной интегральной плотностью ионных токов. Поэтому возрастание электронной плотности не сопровождается существенным изменением магнитного поля.
Тенденция к разделению электронов и ионов создает электрическое поле поляризации, перпендикулярное магнитопаузе. Это поле препятствует дальнейшему разделению зарядов, так что оставшийся объемный заряд невелик [ Willis, 1971].
Сигов и Тверской [1963] отмечали, что если в электронной компоненте устанавливается локальное термодинамическое равновесие, причем тепловая энергия электронов мала по сравнению с направленной кинетической энергией ионов, то объемный заряд рассасывается, электрическое поле поляризации исчезает, а ширина пограничного слоя становится порядка ионного ларморовского радиуса. Поскольку именно этот случай реализуется при столкновении плазмы солнечного ветра с геомагнитным полем, авторы пришли к выводу, что электрическим полем на магнитопаузе можно пренебречь.
Электрическое поле на замкнутых силовых линиях при строго южном ММП
Леонтьев и Ляцкий [1983] объясняли существование токов зоны каспа (токов зоны III) появлением зон повышенной ионизации под областями дневных полярных каспов. На высокоширотной границе этих зон возникают токовые системы, подобные зоне III. Размеры зон повышенной ионизации на дневной стороне полярных шапок составляют примерно 300 км, средняя энергия высыпающихся частиц 0,5-1 кэВ.
Магнитные возмущения, связанные с NBZ-токами, ориентированы строго в направлении день-ночь, их амплитуда достигает 1400 нТл. Полная величина измеренных NBZ-токов порядка 106 А. Из рисунков 2.2 и 2.3 следует, что разности потенциалов, приложенные к пучкам открытых силовых линий на магнитопаузе, создают полные токи в полярных шапках одного порядка (считая, что ионосферная проводимость постоянна и отношение "окон" на магнитопаузе при южном и северном ММП составляет нескольких единиц).
Хорошо известно, что при южном ММП полный ток, созданный МГД-генератором солнечного ветра, втекающий и вытекающий из полярной шапки, расположен в утреннем и вечернем секторе ее приполярной границы (ток зоны I) и составляет от 1,5« 106 А до 2,7- 10е A [lijima and Potemra, 1976a,b]. При северном ММП ток порядка 106 А, созданный МГД-генератором солнечного ветра, как следует из рисунка 2.3, распределен по полярной шапке в окрестности каспа (NBZ-ток). ЭТОТ ВЫВОД хорошо согласуется с измерениями.
Полученное нами распределение продольных токов сопоставлялось с данными модели ИЗМИРАН [Афонина и др., 1983b], построенной в результате статистической обработки наземных геомагнитных вариаций для различных ориентации ММП. Обе модели хорошо согласуются друг с другом. Например, в согласии с нашими результатами по данным ИЗМИРАН при Вг = 1 нТл, Ву = 0 и Вх 0 вблизи дневного каспа наблюдаются втекающие вечером и вытекающие утром продольные токи, средняя плотность которых 35 Ю-3 А/км2. Афонина и др. [1983b] также рассматривали случай, когда Вг мало, но положительно, а Ву = 1 нТл. Для этого случая в модели ИЗМИРАН вблизи дневного каспа были получены распределенные по полярной шапке продольные токи, вытекающие из ионосферы, что согласуется с нашими результатами.
Хотя детальное численное сопоставление с результатами (3.17), полученными, исходя из достаточно грубой аппроксимации электрического поля, рассчитанного в сферической модели для северного ММП (3.4), не имеет смысла, эта простая аппроксимация наглядно отражает такие существенные черты NBZ-токов, как их рост и сгущение с приближением к каспу, а также характер их распределения по полярной шапке в зависимости от радиальной и азимутальной компонент ММП.
Кроме того, можно оценить характерный размер области вблизи ионосферной проекции каспа, внутри которой наше рассмотрение неприменимо (радиус ионосферной проекции диффузионной зоны, окружающей нейтральную точку магнитного поля). Пономарев [1982] теоретически оценил в каспе на высоте 600 км максимальную плотность продольного тока, вызванного вторгающимися в магнитосферу электронами солнечного ветра. По его оценкам она составляла 2,5 Ю-6 А/м2, что по порядку величины совпадало с приведенными там же [Пономарев, 1982] ракетными (SEG-74) и спутниковыми (ISIS-2) данными: (11 — 17) 10 в А/м2 и (0,1 — 0,3) 10_6 А/м2, соответственно. Таким образом, максимальная плотность продольных токов в районе каспа 10 б А/м2.
По наблюдениям на ИСЗ FAST в апогее (на высоте 4000 км) плотности токов в каспе были порядка З Ю-6 А/м2 [Elphic et al., 1998]. Внутри магнитной силовой трубки сохраняется магнитный поток, следовательно, магнитное поле обратно пропорционально площади трубки. Если считать, что продольный ток не растекается в перпендикулярном направлении (что выполняется в магнитосфере с хорошей степенью точности вне ионосферы и диффузионных областей), то он тоже сохраняется внутри магнитной силовой трубки, и плотность продольного тока обратно пропорциональна площади трубки. Таким образом, плотность продольного тока пропорциональна магнитному полю, которое вблизи Земли меняется как R 3. Следовательно, на уровне ионосферы в окрестности проекции каспа плотность продольных токов в 4,3 раза превышает плотность, измеренную на ИСЗ FAST, и составляет j\\ Ю-5 А/м2.
По формуле (3.17) можно грубо оценить, на каком расстоянии от проекции нейтральной точки REsm0min распределенные продольные токи достигнут максимальной наблюдаемой в каспе величины. При Вг 0 среднее значение разности потенциалов через полярную шапку порядка 32 кВ, и для Ер 3 Ом-1 получаем в тіп 1 и RESm0 min = 112 км.
Корреляция распределения NBZ-токов с Ву в южной полярной шапке при северном ММП по данным ИСЗ MAGSAT [Iijima et al.} 1984], а также рассчитанная в сферической модели, приведена на рисунке 3.4. Как видно из рисунка 3.4, сферическая модель магнитосферы хорошо описывает локализацию в высокоширотной ионосфере NBZOKOB и их корреляцию с By. Таким образом, нами показано, что северное ММП является генератором в магнитосфере NBZOKOB, наблюдаемых вблизи ионосферных проекций каспов.
Продольный ток вытекает из областей, в которых на ионосфере дивергенция электрического поля отрицательна. Втекающий продольный ток с плотностью, наблюдаемой в авроральных областях, может переноситься ионосферными электронами. Однако, ионосферные ионы не могут поддерживать вытекающий ток с плотностями, наблюдаемыми в авроральной зоне (несколько мкА/м2 и выше). Электроны из магнитосферы, текущие в ионосферу, также не могут создавать такую плотность тока, за исключением случая, когда возникает продольная разность потенциалов АФц. Эта продольная разность потенциалов ускоряет высыпающиеся электроны и вызывает свечения. Таким образом, области с вытекающим током связаны с дугами полярных сияний. В авроральной зоне продольные разности потенциалов обычно приходятся на области вблизи Земли (на высотах 1-3 RE), где ускорение электронов вызывает сияния. Продольные разности потенциалов, связанные с авроральным ускорением, составляют порядка 1-10 кВ. Из-за мощной ионизации верхней атмосферы пучком электронов в дуге полярного сияния электрическая проводимость резко возрастает.
С мощными NBZ-токами вблизи каспа могут быть связаны дуги сияний, наблюдаемые в полярной шапке при северном ММП. Поскольку сияния возбуждаются вытекающими токами, которые, как было показано выше, при Вг 0 наиболее сильны в окрестности каспа и вблизи ионосферной границы двух вихрей, они должны быть локализованы в южной полярной шапке в утреннем секторе при Ву 0 и в вечернем при Ву 0 (см., например, рисунок 3.4); в северном полушарии зависимость от Ву обратная. Эти результаты, следующие из сферической модели, хорошо согласуются с наблюдениями (Gussenhoven, 1982; Troshichev, 1991).
Глобальное магнитное возмущение на низких широтах на уровне Земли, созданное переходной токовой системой при повороте ММП к северу
Связь между появлением дискретных сияний и превышением критической величины плотности продольного тока, вытекающего из ионосферы, хорошо известна. Таким образом, разная интенсивность эмиссии в зеленой линии, наблюдаемая при разных Вх и -компонентах северного ММП, может означать различие в плотностях вытекающих продольных токов и в эффективности ускорения частиц, обусловленных геометрией маг-нитосферного магнитного поля, зависящей от направлений радиальной и азимутальной компонент ММП.
Cumnock et al. [2002] проанализировав данные наблюдений, пришли к заключению, что 0-аврора может возникать при сильном северном ММП, а ее перемещения определяются изменениями знака Ву. В северном полушарии появление 0-авроры более вероятно при отрицательном Вх. Эти выводы хорошо согласуются с нашими результатами.
Fuselier et al. [2002] наблюдали на высоких широтах вблизи полдня свечения, связанные с протонными высыпаниями в ионосферной проекции каспа. Для северного ММП пятно этих сияний располагалось к полюсу от дневного аврорального овала (примерно на 80 MLAT) и проектировалось вдоль магнитных силовых линий в узкую область высокоширотной магнитосферы, где возможно происходило пересоединение антипараллельных магнитных полей.
Для вектора ММП, принадлежащего Ш-му сектору, картины конвекции в областях открытых силовых линий северной и южной полярных шапок показаны на рисунках 3.11 и 3.12. Расчеты проводились в параболоидной модели магнитосферы для компонент ММП: 153 bx = 2,1 нТл, by = 0 нТл, bz = 2,1 нТл [Be/enfcaj/a, 1998b; Беленькая, 2002].
При этом возникает принципиально новая структура высокоширотной конвекции в полярных шапках, обладающая одновременно чертами, присущими двумерному и трехмерному типам пересоединения: обращение конвекции и ее вихревой характер сочетаются с кусочной эквипотенциальностью границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями. В то время как одна часть этой границы (ионосферная проекция нейтральной точки магнитного поля) является эквипотенциалыо, другая — пересекается линиями конвекции и представляет собой ионосферную проекцию линии пересоединения (части се-ператрисы, лежащей внутри токового слоя магнитопаузы). Точка, к которой стягиваются линии конвекции в северной полярной шапке (см. рисунок 3.11), является ионосферной проекцией ON (см. рисунок 2.12). На рисунке 3.11 линии конвекции пересекают ночную границу северной полярной шапки, выстилаясь вдоль нее по мере приближения к ее полуденной области.
Линии конвекции в южной полярной шапке (рисунок 3.12) начинаются от ионосферной проекции линии пересоединения и кончаются в ионосферной проекции ON. Область открытых силовых линий в южной полярной шапке смещена к экватору в полуденные часы. Площади областей открытых силовых линий в обеих полярных шапках (см. рисунки 3.9-3.12) существенно возрастают с ростом величины Вх и с небольшим уменьшением Вг.
Рисунки 3.13 и 3.14 демонстрируют ионосферную конвекцию на открытых силовых линиях в северной и южной полярных шапках при векторе ММП, лежащем в IV-м секторе (см. рисунки 2.9 и 2.13) для случая, когда радиальная компонента велика по модулю и отрицательна, а северная компонента мала и положительна: Ьх = —2,8 нТл, Ьу — 0 нТл, Ьг =0,8 нТл [Belenkaya, 1998b; Беленькая, 2002]. Области полярных шапок увеличены по сравнению со случаем, показанным на рисунках 3.11 и 3.12; эквипотенциальная часть границы полярной шапки уменьшена; большее число линий конвекции пересекает ионосферную проекцию линии пересоединения. Как следует из рисунков 2.13, 3.13 и 3.14, в обеих полярных шапках линии конвекции начинаются на ионосферной проекции линии пересоединения (части сепаратрисы, лежащей на магнитопаузе) и заканчиваются у ионосферной проекции нейтральной точки магнитного поля Os Наши результаты подтверждают хорошо известный факт, что ионосферная конвекция, электрические и магнитные поля в магнитосфере и потоки плазмы, а как следствие, и авроральные сияния в районе каспа, зависят от ориентации ММП. Для направления В, отмечали, что одновременное существование двух типов сияний вблизи каспа, характерных для южного и северного направлений ММП, зарегистрированы при промежуточном направлении магнитного поля солнечного ветра (с относительно небольшой северо-южной компонентой). При этом в утренне-дневном секторе наблюдались авроральные формы, локализованные на разных широтах и соответствующие разным типам пересоединения. Наше рассмотрение показывает, что в этом секторе MLT сконцентрированы сильные вытекающие токи, способные генерировать сияния. В случае, рассмотренном Oieroset et al. [1997] (7 декабря 1994г.) при переходе ММП от северного к южному направлению, когда наблюдались одновременно два типа сияний, компонента Вх была, в основном, отрицательной. Картина, возникающая при этом в северной полярной шапке, качественно описывается рисунком 3.13: в утренне-дневном секторе в районе каспа двумерное пересоединение проявляется свечением на относительно более низких широтах, чем трехмерное.
В терминах электрической связи между солнечным ветром и магнитосферно-ионосферной системой различие между южным, северным, и близким к радиальному направлениями ММП сответствует разным распределениям потенциала в ионосфере. Для южного ММП максимумы потенциала расположены на границе полярной шапки примерно на ее утренне-вечернем диаметре. Для северного ММП экстремумы потенциала расположены в окрестности ионосферной проекции нуля магнитного поля. Это различие обусловлено различной схемой подключения МГД-генератора солнечного ветра к нагрузке — ионосфере. При подключении, реализуемом для северного ММП, сильные продольные NBZ-токи распределены по всей области полярной шапки и концентрируются в проекции каспа. При южном ММП продольные токи сосредоточены, главным образом, на границе полярной шапки. Для близкого к радиальному направления ММП взаимодействие МГД-генератора с ионосферой довольно сложное: часть разности потенциалов через полярную шапку приложена к неэквипотенциальной части границы открытых силовых линий (к ионосферной проекции линии пересоединения); другая часть полной разности потенциалов через полярную шапку приложена к ионосферной проекции нуля магнитного поля.
