Лекция 6. СТРОЕНИЕ МАГНИТОСФЕРЫ В 6
реклама
Лекция 6. СТРОЕНИЕ МАГНИТОСФЕРЫ В 6- ой лекции обсуждается строение магнитосферы Земли по материалам, изложенным в книге «Физические основы прогнозирования магнитосферных возмущений» М.И. Пудовкин, В.П. Козелов, Л.Л. Лазутин, О. А. Трошичев, А. Д. Чертков. Л., «Наука», 1977. 312 с. Мысль о том, что Земля, будучи намагниченным телом, окружена, некоторой областью, заполненной ее магнитным полем, возникла давно, по-видимому, еще во времена пионерских работ Гильберта. Однако структура этой области и ее роль в развитии геофизических явлений долгое время оставались предметом умозрительных заключений и теоретических рассуждений. Следует признать, что результаты этих теоретических исследований в ряде случаев, оказываются поразительно близкими современным представлениям (например, представления Чепмена и Ферраро о DGF-токах, предсказанное Чепменом существование дневных каспов, сингеровская модель поясов захваченной радиации, гипотеза Паркера о существовании солнечного ветра и многие другие) и убедительно свидетельствуют о плодотворности и необходимости фундаментальных исследований. Вместе с тем несомненна и та огромная роль в развитии наших представлений о физической обстановке в околоземном космическом пространстве, которую играют прямые исследования магнитосферы с помощью искусственных спутников Земли и других космических аппаратов. Достаточна наглядно взаимосвязь и взаимное влияние теоретических и экспериментальных исследований в физике магнитосферы можно проиллюстрировать, рассмотрев основные этапы в развитии наших представлений о строении магнитосферы (рис. 1). На рис. 1, а представлена модель магнитного поля Земли, построенная в работах Гильберта и Гаусса и основанная нa представлении о том, что Земля окружена космическим вакуумом. Приблизительно в таком виде модель геомагнитного поля просуществовала до конца тридцатых годов нашего столетия. К этому времени анализ связи геомагнитных возмущений с явлениями' на Солнце привел геофизиков к выводу, что во время солнечных вспышек из Солнца выбрасываются мощные потоки плазмы, присутствие которых существенно меняет структуру геомагнитного поля. Соответствующие расчеты, выполненные в работах Чепмена и Ферраро при упрощающем предположении о плоской поверхности набегающего на Землю потока плазмы, позволили построить модель геомагнитного поля, представленную на рис. 1, б. В этой модели околоземное космическое пространство делится на две существенно разные области: в одной из них (корпускулярный поток) присутствует плазма и отсутствует магнитное поле; во второй (аналог магнитосферы по современной терминологии) сосредоточено геомагнитное поле и отсутствует плазма. Интересной особенностью этой модели является существование двух воронок (каспов по современной терминологии), открытых навстречу корпускулярному потоку, вдоль которых солнечная плазма может проникать в глубь магнитосферы. В конце 50-х -начале 60-х годов в результате теоретических исследований Паркера и прямых измерений в космосе стало ясно, что солнечная плазма (солнечный ветер) присутствует в окрестностях Земли всегда, и соответственно представленная Чепменом ситуация существует непрерывно. Использование современной вычислительной техники позволило Миду и Бёрду обобщить модель Чепмена—Ферраро на случай неплоской границы потока и найти самосогласованное решение задачи обтекания магнитосферы потоком невзаимодействующих друг с другом частиц (рис. 1, в). Полученная таким образом форма магнитопаузы находится в хорошем согласии с экспериментальными данными. В рассмотренных выше моделях геомагнитного поля предполагалось, что внутри магнитосферы плазма отсутствует. Это предположение, безусловно, не соответствует действительности. Однако в тех областях, где плотность энергии частиц много меньше плотности энергии магнитного поля, присутствие плазмы практически не меняет конфигурации магнитного поля; это справедливо, например, для радиационных поясов Земли (рис. 1, г), где динамика плазмы и сама область популяции частиц определяются магнитным полем. 2 Рис. 1. Основные модели магнитосферы на разных этапах ее исследования. Если плотность энергии частиц становится соизмеримой с плотностью энергии магнитного поля, конфигурация последнего меняется. Так, особенности структуры магнитного поля внутри магнитосферы, в частности образование нейтрального слоя в хвосте магнитосферы на ночной стороне Земли, объясняются присутствием плазменного 3 слоя, обнаруженного экспериментально в 60-х годах. Модели магнитосферы, учитывающие существование этих образований, представлены на рис. 1, д и 1, е. Заметим, что в определении структуры магнитосферы на этом этапе исследований ведущая роль принадлежит уже эксперименту, так как теоретически предсказать или обосновать необходимость существования плазменного слоя до сих пор не удалось. Еще одним параметром, усложняющим структуру магнитосферы, является магнитное поле солнечного ветра. Его учет позволяет не только по-новому представить конфигурацию магнитосферы (рис. 1, ж), но и сделать определенные предположения о механизмах передачи энергии из солнечного ветра в магнитосферу. Вместе с тем увеличение числа взаимодействующих объектов усложняет задачу настолько, что физическая интерпретация взаимодействия солнечного ветра с геомагнитным полем имеет несколько версий, не всегда согласующихся друг с другом. Один из последних вариантов модели магнитосферы, учитывающий наибольшее количество самых разнообразных экспериментальных данных, предложен в 1972 г. Хейккила (рис. 1, з). И, наконец, все приведенные на рис. 1 модели остаются весьма приблизительными и мертвыми схемами, если не учитывать динамику всей системы, которая еще более усложняет рассмотрение структуры магнитосферы. В связи с этим на данном этапе приходится ограничиваться обсуждением упрощенных схем типа модели магнитосферной суббури. Таким образом, современные представления о структуре магнитосферы складываются из совокупности результатов прямых измерений, теоретических расчетов и дополнительных соображений, основанных на косвенных данных. При этом по мере усложнения представлений о структуре магнитосферы в ней выделялись новые области и уточнялись границы между ними, совершенствовалась терминология. Основные области показаны на рис. 2, а, заимствованном нами из работы Розенбауэра и др. Согласно современным представлениям, в магнитосфере в первом приближении можно выделить три суперобласти. I. Внутренняя магнитосфера (или сердцевина магнитосферы по терминологии Шабанского), характеризующаяся относительно стабильным магнитным полем, определяемым в основном внутренними источниками, и столь же стабильной популяцией энергичных частиц и плазмы. Во внутреннюю магнитосферу входят верхняя ионосфера и плазмосфера, внутренние радиационные пояса и частично кольцевой ток. Внутренняя магнитосфера практически не оказывает влияния на развитие изолированных магнитосферных суббурь, но во время мировых бурь она становится ареной важных, если не основных событий. 4 Рис. 2. Модель магнитосферы по современным представлениям. а - модель Розенбауэра и др; б — та же модель с учетом сияний, в полярных шапках. П. Внешняя магнитосфера может быть определена как область, в которой магнитное поле в основном определяется внешними источниками. К ней относится внешняя граница магнитосферы — магнитопауза, примыкающие к ней слои плазмы — мантия (последняя, как мы увидим далее, в значительной степени условно), периферийные районы хвоста 5 магнитосферы и частично — внешняя область плазменного слоя. Магнитные возмущения существенно влияют на конфигурацию внешней магнитосферы. III. Авроралъная магнитосфера представляет собой область, разделяющую внутреннюю и внешнюю магнитосферу. Конфигурация магнитного поля здесь складывается в результате динамической конкуренции полей внутренних и внешних источников. Подчеркнем основные особенности этой чрезвычайно существенной для протекания магнитосферных суббурь области. 1. Здесь находятся основные источники возмущений магнитосферы (токи), основные области ускорения частиц, область генерации разнообразных VLF-излучений. 2. В авроральной области нельзя рассматривать независимо изменения магнитного поля, поведение плазмы, энергичных частиц или волн — все эти явления связаны взаимным влиянием; энергия, запасенная в этой области, быстро и многократно, переходит из одного вида в другой. 3. Границы авроральной магнитосферы очень изменчивы и не всегда четко определяются. Авроральная магнитосфера включает в себя внутреннюю часть плазменного слоя (в дальнейшем мы будем называть ее зоной ускоренной авроральной радиации; иногда ее называют ночным каспом), дневной касп. Проекция авроральной магнитосферы на ионосферу образует авроральный овал, частично зону Фритца и зону мягкой радиации. Такова в основных чертах общепринятая модель магнитогферы» Следует, однако, заметить, что в ряде деталей, иногда существенных, модель требует уточнения. В частности, в этой модели не находят объяснения сияния в полярных шапках, морфология которых и связь с геомагнитными возмущениями существенна отличаются от соответствующих характеристик зональных и мантийных сияний. Кроме того, результаты наземных наблюдений полярных сияний позволяют уточнить и параметры некоторых регионов магнитосферы, населенных авроральной плазмой. По-видимому, лишь совместное исследование и сопоставление структуры и конфигурации зон высыпания частиц и строения магнитосферы позволят составить достаточно непротиворечивую картину распределения авроральной плазмы и топологии магнитного поля в магнитосфере Земли. ЗОНЫ ВТОРЖЕНИЯ ЧАСТИЦ И СТРУКТУРА МАГНИТОСФЕРЫ Суммарная зона корпускулярных вторжений, учитывающая последние результаты исследований полярных сияний и структуры магнитосферы, представлена на рис. 1.3. На этом рисунке зона I представляет собой область дневного каспа; II - зона сияний в полярных шапках; III - зона дискретных сияний (не вполне корректное наименование, поскольку дискретные сияния наблюдаются и в полярной шапке, и в дневном каспе), или авроральный овал; IV (зона Фритца) — область мантийных и диффузных сияний. Относительные размеры, конфигурация и положение всех четырех зон меняются с уровнем магнитной активности. Поэтому для определенности рассмотрим сначала конфигурацию зоны высыпания авроральных частиц в спокойных условиях. 6 Рис. 3. Схема зон корпускулярных вторжений, а - в спокойных условиях; б — в возмущенных условиях. Области корпускулярных вторжений, наблюдаемых в спокойных условиях, схематически показаны на рис. 3, а. Основными источниками авроральной плазмы в этих условиях являются переходная область, связанный с нею дневной касп и плазменный слой (см. рис. 2, а). Кажется естественным именно с этими образованиями в магнитосфере связать наблюдаемые сияния. Как видно из рисунка, наиболее обширной в спокойных условиях является область сияний в полярных шапках, которая в проекции на экваториальную плоскость магнитосферы простирается приблизительно от 10 RE вплоть до орбиты Луны, а может быть, и далее, т. е. охватывает практически весь плазменный слой. При этом приполюсная граница области рассматриваемых сияний определяется, повидимому, последней замкнутой силовой линией геомагнитного поля, пересекающей экваториальную плоскость в области сплошного плазменного слоя, еще не распавшегося на отдельные плазменные шнуры. В таком случае общепринятая точка зрения, согласно которой проекция плазменного слоя на поверхность Земли представляет собой авроральный овал, является, по-видимому, неверной, и авроральный овал может соответствовать лишь внутренним (ближние к Земле) районам плазменного слоя. Соответственно ошибочным представляется и утверждение о том, что приполюсная граница овала на ночной стороне определяется последней замкнутой силовой линией геомагнитного поля. Очевидно, что весь ночной сектор аврорального овала, расположенный экваториальнее сияний в полярной шапке, соответствует, по крайней мере, в спокойных условиях, области замкнутых силовых линий. Природу корпускулярных вторжений в этой области мы рассмотрим несколько позже. Детальные исследования конфигурации зоны корпускулярных вторжений позволяют уточнить и структуру магнитосферы, в частности форму полярного каспа. Дело в том, что в настоящее время единой точки зрения на этот счет не существует: согласно модели Хейккила, полярный касп простирается от полуденной точки вдоль флангов магнитосферы в ее хвост (магнитосферный клефт); с другой стороны, теоретические модели Чепмена-Ферраро, Мида и Берда и другие дают касп в форме относительно узкой воронки, локализованной вблизи полудня. Непосредственные наблюдения потоков высыпающихся частиц свидетельствуют о том, что в среднем касп простирается на 4 часа к утру и к вечеру от полудня. Было показано, что при направленной вверх вертикальной компоненте ММП (ВZ > 0) полярный касп ограничен относительно узким (DL= ≤ 2 часа) долготным сектором вблизи полудня. По-видимому, аналогичным образом можно интерпретировать также полученные ранее Я. И. Фельдштейном и Г. В. Старковым 7 результаты исследования вероятности появления сияний вдоль аврорального овала в зависимости от уровня магнитной возмущенности. Учитывая данные прямых измерений потоков высыпающихся частиц, можно представить дневной касп в условиях ВZ > 0 в виде, изображенном на рис. 3, а. Таким образом, при ВZ > 0 дневной касп имеет, скорее всего, форму воронки, а не щели, как это чаще всего предполагается. Однако уже в спокойных условиях область вторжения авроральных частиц не ограничена рассмотренными выше двумя регионами. Действительно, южнее области сияний полярной шапки наблюдаются весьма протяженные однородные дуги полярных сияний, относимые авторами работ к овалу полярных сияний. Фотометрические исследования сияний и непосредственные измерения потоков высыпающихся частиц показывают, что область этих сияний простирается непрерывно вплоть до полудня, проходя несколько южнее области дневного каспа. Отсутствие долготной асимметрии в параметрах потоков этих частиц говорит о том, что они высыпаются в ионосферу, не совершая заметного долготного дрейфа, т. е. почти сразу после вторжения в магнитосферу. Рис. 4. Изолинии интенсивности магнитного поля в экваториальной плоскости магнитосферы. Формирование этой зоны можно представить следующим образом. Согласно современным представлениям, плазма, образующая плазменный слой в хвосте магнитосферы, поступает в него из переходной области. Таким образом, термализованная солнечная плазма окружает (в экваториальной плоскости) Землю со всех сторон, так что граница плазма - геомагнитное поле образует замкнутую фигуру, вдоль проекции которой на поверхности Земли должны наблюдаться непрерывные вторжения частиц, образующие тем самым непрерывную зону полярных сияний. Если допустить, что внутренняя кромка плазменного слоя определяется последней замкнутой в магнитосфере дрейфовой оболочкой (в первом приближении совпадающей с линией Вэкв = const), то в полуночные часы эта кромка должна в спокойных условиях находиться на r º 7RE (рис. 4), что соответствует широте Ф = 68°. Такое положение плазменного слоя в спокойных условиях не противоречит экспериментальным данным и позволяет интерпретировать ночной сектор аврорального овала как проекцию внутренней границы плазменного слоя. Кажется целесообразным единую с физической точки зрения область - проекцию этой границы на "поверхность Земли - отождествить с какой-либо единой зоной сияний; так как в ночные часы она, как мы видели, совпадает с авроральным овалом, то в 8 дальнейшем под авроральным овалом мы будем понимать именно эту область (зона III на рис. 3, а), в то время как дневной касп выделим в самостоятельную зону (область I на рис. 3). Кроме рассмотренных выше зон, в спокойных условиях вторжение авроральной плазмы (значительно менее интенсивные потоки относительно более жестких, чем в овале, частиц) может наблюдаться также и вдоль круговой зоны, приблизительно совпадающей с зоной Фритца. Высыпание этих частиц происходит, по-видимому, из остаточного пояса захваченных частиц, образовавшегося в. ходе предшествующих возмущений. Конфигурация зон корпускулярных вторжений, а также и их интерпретация значительно усложняются во время авроральных возмущений (рис.3, б). Сопоставляя рис. 3,а и 3,б, отметим следующие характерные изменения в конфигурации зоны авроральных вторжений. 1. Прежде всего, заметно изменяется конфигурация дневного каспа: долготная протяженность увеличивается до DL= ≤ 6 час, в то же время ширина уменьшается; при этом весь касп смещается к экватору. 2. Область сияний полярной шапки заметно сокращается, что свидетельствует о приближении нейтральной точки в хвосте магнитосферы к r =10-15 RE. 3. Овал полярных сияний расширяется и смещается к югу так, что его южная граница опускается до широты около 60° во время сильных возмущений; в отдельных случаях сияния могут появляться на Ф º 50° или даже на Ф=30°. При этом ширина овала вдоль полуночного меридиана может достигать 1500 - 2500 км. Очевидно, что предложенная выше интерпретация овала как проекции на Землю относительно узкой области, непосредственно примыкающей к внутренней кромке плазменного слоя, неприемлема в этом случае. Попробуем выяснить, что представляет собой авроральный овал в возмущенных условиях. Для этого, прежде всего отождествим его южную границу. Смещение экваториальной границы овала к югу во время авроральных возмущений может быть обусловлено двумя причинами. 1) Смещением внутренней кромки плазменного слоя к Земле, связанным с общим уменьшением размеров дневной магнитосферы. В этом случае южная граница возмущенного овала эквивалентна по своей физической природе спокойному овалу. 2) Движением плазмы, поступающей во внутреннюю магнитосферу через внутреннюю кромку плазменного слоя, под действием электрического поля, генерируемого в магнитосфере во время бури. В этом случае авроральная плазма может продвигаться к Земле значительно ближе границы непосредственного проникновения плазмы из переходной области в магнитосферу, и спокойному овалу аналогична по своей природе северная кромка возмущенного (но не в состоянии брейкапа!) овала. (Брейкап – взрыв). Рассмотрим подробнее оба предложенных объяснения. Если экваториальная граница возмущенного овала соответствует внутренней границе плазмы, непосредственно затекающей в магнитосферу из переходной области, то соответствующая ей последняя замкнутая дрейфовая оболочка во время сильных возмущений должна проходить на L = 4 - 2 на ночной и соответственно на L = 5 - З на дневной стороне, что противоречит экспериментальным данным. Кроме того, природа северной границы овала при этом остается непонятной, поскольку последняя замкнутая силовая линия, как и ранее, определяет приполюсную границу области сияний полярной шапки, продолжающих существовать в условиях умеренной магнитной возмущенности, а каких-либо дополнительных особенностей между рассматриваемыми границами в настоящее время неизвестно. Таким образом, отождествление южной границы возмущенного овала с внутренней границей плазмы, проникающей в магнитосферу непосредственно из переходной области, кажется маловероятным. 9 В рамках второго предположения северная кромка овала, определяемая как граница между зональными сияниями и сияниями полярной шапки, соответствующая, как уже говорилось, внутренней кромке собственно плазменного слоя, во время возмущения (но до брейкапа) должна в результате сокращения размеров магнитосферы смещаться к югу. Имеющиеся экспериментальные данные, по крайней мере, не противоречат этому предположению. В то же время плазма, проникающая во внутреннюю магнитосферу, под действием электрического поля, направленного от утренней стороны Земли к вечерней, движется к Земле, заполняя в зависимости от интенсивности этого поля, его частотного спектра и длительности его существования более или менее обширную область, примыкающую к внутренней кромке плазменного слоя. Эту область (ночной касп по терминологии О'Брайена) мы, как уже говорилось, будем в дальнейшем называть областью ускоренной авроральной радиации. В результате адиабатического ускорения в скрещенных магнитном и электрическом полях частицы, образующие эту плазму, приобретают значительную (до десятков килоэлектронвольт) энергию; скорость их долготного дрейфа также возрастает, вследствие чего авроральная плазма заполняет практически целиком дрейфовые оболочки, проходящие через область ночного каспа, образуя зону диффузных и мантийных сияний (рис. 3, б). Поскольку наиболее резкие градиенты интенсивности высыпающихся потоков и соответственно светимости сияний наблюдаются при этом в ночном секторе зоны и в дневном каспе, эти области обычно объединяются в единую зону - авроральный овал. Однако природа этого овала в ночные часы, как мы видели, существенно отличается как от природы спокойного овала, так и от природы дневного каспа. Поскольку между собственно плазменным слоем и областью ночного каспа никакого разрыва, по-видимому, не существует, указанное выше движение авроральной плазмы к Земле можно интерпретировать и иначе: не как образование новой области (каспа), а как продвижение плазменного слоя в целом к Земле. В связи с этим заметим, что выделяя область ускоренной авроральной радиации, мы хотим лишь подчеркнуть ту существенную разницу в физических процессах, параметрах плазмы и морфологии сияний в рассматриваемых областях, которая, судя по экспериментальным данным, имеет место в действительности. Модель магнитосферы, учитывающая указанные выше особенности в распределении магнитосферной плазмы, представлена на рис. 2, б. Характерными чертами этой модели являются следующие моменты. 1. Относительно горячая плазма переходного слоя проникает внутрь магнитосферы, образуя внутренний поверхностный слой близ дневной магнитопаузы и плазменный слой в ночной магнитосфере, непрерывно переходящие друг в друга. Внутренняя кромка этой плазмы образует непрерывную зону высыпания частиц, эксцентричную относительно геомагнитного полюса. Поскольку на ночной стороне Земли эта зона в спокойных условиях совпадает с авроральным овалом, кажется целесообразным именно эту зону и именовать авроральным овалом. 2. Дневной касп и связанные с ним сияния соответствуют области, локализованной к полюсу от дневного сектора аврорального овала (в вышеуказанном его понимании). Положение и форма (долготная и широтная протяженность) дневного каспа существенно зависят от знака и величины вертикальной компоненты межпланетного магнитного поля. 3. Ночной сектор аврорального овала, соответствующий области высыпания плазмы, продиффундировавшей от внутренней кромки собственно плазменного слоя в глубь магнитосферы (область ускоренной авроральной радиации), целиком находится на замкнутых силовых линиях геомагнитного поля. 4. Последняя замкнутая силовая линия геомагнитного поля определяет, скорее всего, полярную границу сияний полярной шапки, а не аврорального овала. 10 Нейтральная линия, обуславливающая существование последней замкнутой силовой линии геомагнитного поля, по-видимому, связана с распадом токового слоя на отдельные токовые струи в результате развития тиринг-неустойчивости, а не пересоединения силовых линий магнитного поля Земли и солнечного ветра. Итак, мы рассмотрели в самых общих чертах строение магнитосферы, выделили в ней основные области, характеризующиеся теми или иными параметрами плазмы или магнитного поля, и отождествили их с различными зонами полярных сияний. Следует, однако, подчеркнуть, что рассмотренная выше модель магнитосферы соответствует некоторой статической, или средней, магнитосфере. В действительности же в результате непрерывного изменения параметров солнечного ветра, формирующего магнитосферу, параметры последней даже в спокойных условиях непрерывно меняются. Анализ этих изменений в связи с изменениями параметров солнечного ветра дается в следующем параграфе. ПАРАМЕТРЫ МАГНИТОСФЕРЫ В ЗАВИСИМОСТИ ОТ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В настоящее время установлено, что существуют два основных фактора, определяющих состояние земной магнитосферы (под состоянием магнитосферы можно понимать интенсивность и пространственное распределение внеземных токов, текущих в магнитосферной плазме и по магнитопаузе). Эти факторы - динамическое давление солнечного ветра pd = nmv2 и межпланетное магнитное поле В (ММП) солнечного происхождения, несомое высокопроводящим потоком. Если рассматриваются такие параметры магнитосферы, как ее геометрические размеры, из которых характерными величинами являются расстояние до подсолнечной точки rs, средний радиус полости в плоскости утренне-вечернего меридианов и радиус хвоста в области орбиты Луны, то влияние обоих указанных факторов - одного порядка. Так, например, в известной работе приводится случай смещения дневной магнитопаузы к Земле на расстояние ~2RE вследствие установления южной ориентации ММП. Такие же по порядку величины перемещения магнитопаузы наблюдаются во время изменений динамического напора потока солнечного ветра и сопровождаются общими повышениями или понижениями геомагнитного поля на низкоширотных наземных обсерваториях. В отношении же параметров внутримагнитосферных токовых систем (кольцевой ток, токовый слой ближнего хвоста) более существенным является второй фактор, ММП. Ориентация этого поля, как показали недавние экспериментальные и теоретические исследования, определяет скорость энергопередачи из солнечного ветра в магнитосферу, скорость инжекции заряженных частиц и интенсивность крупномасштабного электрического поля, приводящего к дрейфу магнитосферной плазмы на внутренние Lоболочки с образованием кольцевого тока магнитной бури. В последующих разделах будут рассмотрены в отдельности эффекты изменения давления солнечного ветра и явления, связанные с ММП. При этом следует заметить, что такое разделение не всегда легко осуществить, поскольку в большинстве случаев изменение ориентации ММП связано с тангенциальными разрывами в солнечном ветре, которые обычно сопровождаются и скачкообразными изменениями других параметров потока. Зависимость размеров дневной части магнитопаузы от динамического давления солнечного ветра Характерным размером дневной части магнитосферы является расстояние до подсолнечной точки rs. В стационарном случае условие баланса давлений на магнитопаузе вблизи лобовой точки записывается в виде ps = Bs2/8π (1) 11 где ps = kpd — давление солнечного ветра на магнитопаузу, определяемое динамическим напором потока pd = nmv2 и коэффициентом k, зависящим от характера взаимодействия частиц потока с магнитосферной полостью. Для модели с зеркальным отражением частиц от магнитопаузы k =2, модель неупругого взаимодействия дает k = l, в газодинамических же расчетах обтекания затупленных тел получены значения k = 0.8 -0.9. Магнитное поле вблизи лобовой точки есть сумма дипольного поля и поля токов, текущих по магнитопаузе и экранирующих внутримагнитосферное поле вне полости. При заданной форме магнитопаузы, независимо от ее масштабов, поле Вs может быть записано как Вs = 2fВо (rs), где f — постоянный коэффициент; Во=МЕrs-3 - магнитное поле земного диполя (в случае строго перпендикулярной его ориентации). Подставляя приведенные результаты в выражения для ps и Bs в (1), получим: ⎛ f 2 M E2 1 ⎞ ⋅ 2⎟ rs = ⎜ (2) ⎝ 2π k ρ v ⎠ где ρ = nmр — плотность солнечного ветра. Таким образом, задаваясь определенным значением величины f2/k, по результатам измерения плотности и скорости солнечного ветра можно предсказывать среднее положение дневного участка магнитопаузы. Значения коэффициента f для различных моделей колеблются от 1 в модели Чепмена—Ферраро, дающей явно заниженный эффект поверхностных токов, до 1.5 в сферической модели, преувеличивающей степень сжатия дипольного поля. Модель Мида—Бирда дает f º 1.2, что, по-видимому, является наиболее разумной цифрой. Таким образом, величина f2/k порядка единицы. Предпринята попытка построения экспериментальной модели магнитопаузы и фронта ударной волны на основе нескольких сотен измерений положения этих поверхностей, сделанных в интервале расстояний вдоль оси Солнце—Земля —20RE ≤ х ≤ 20RE на спутниках ИМП-1-4 и «Эксплорер-33 и 35». На рис. 5 показаны распределение точек пересечения «спутниками магнитопаузы, спроектированных на плоскость экватора вращением вокруг оси Xse. Среднее расстояние до подсолнечной точки по этим данным составляет rs º 10.9 RE, средний радиус полости в плоскости утренне-вечернего меридианов rd º 15.5 RE. Внешняя сплошная линия на том же рисунке есть среднее наблюдаемое положение фронта ударной волны. Значительный разброс точек, скорее всего, может быть обусловлен изменчивостью параметров солнечного ветра. 6 Рис. 5. Распределение точек пересечения спутниками магнитопаузы. 12 Сплошные линии - сечение поверхностей 2-го порядка, аппроксимирующих среднюю форму магнитопаузы и фронта ударной волны. Штриховая линия — данные Олсона . С целью проверки пригодности формулы (2) для предсказания вариаций положения магнитопаузы с изменением динамического напора солнечного ветра были построены ожидаемые кривые изменения rs на основе измерений плотности и скорости солнечного ветра на спутнике ИМП-4. По этим же данным рассчитаны теоретические положения фронта ударной волны. Полученные кривые за период июль-октябрь 1967 г. показаны на рис. 6; на этих же графиках отмечены наблюдаемые расстояния до точек пересечения магнитопаузы (крестики) и ударной волны (точки). Рис. 6. Наблюдаемые и ожидаемые (сплошная линия) расстояния до магнитопаузы и ударной волны. Из приведенного рисунка видно, что в целом совпадение наблюдаемых и предсказываемых средних положений обеих поверхностей вполне удовлетворительное. Однако заметно, что для фронта ударной волны совпадение лучшее, чем для магнитопаузы. Поскольку положение ударного фронта сильно зависит от среднего положения магнитопаузы, то можно предположить, что основная причина несколько большего разброса наблюдаемых расстояний до магнитопаузы относительно предсказываемых заключается в нерегулярностях типа поверхностных волн. Кроме того, сравнение данных производилось с довольно плохим временным разрешением (порядка 2—4 час). С учетом сравнительно высоких скоростей перемещения поверхностей (~ 1RE/час) это приводит к значительным погрешностям. В работе, к которой мы еще вернемся ниже, наблюденные положения магнитопаузы на дневной стороне были нормированы к одному и тому же давлению солнечного ветра, так как каждое наблюденное расстояние до точки пересечения спутником магнитопаузы r заменялось на r’ = r(rv2/rv02) (3) 13 в соответствии с выводом Мида и Вирда о неизменности формы магнитосферы для различных значений динамического давления потока. Рис. 7. Нормированные к стандартному давлению солнечного ветра наблюденные положения магнитосферы и её теоретическая (согласно мо дели Мида—Бирда) форма. На рис. 7 показаны нормированные положения наблюденных точек магнитопаузы вместе с теоретической ее формой (штриховая кривая), рассчитанной в рамках модели Мида-Бирда с k = 0.881 в лобовой точке. Разброс точек не превышает ± 1 RЕ, что подтверждает доминирующую роль динамического давления в установлении тех или иных размеров дневной магнитосферы (при условии постоянства величины и ориентации ММП. Параметры магнитосферного хвоста и их связь с давлением солнечного ветра По современным представлениям хвост магнитосферы (по крайней мере, ближняя его часть) является аккумулятором магнитной энергии, высвобождающейся в процессе суббури. Режим накопления устанавливается при обращении вертикальной компоненты ММП в направлении вниз от эклиптики. Таким образом, состояние хвоста контролируется ориентацией и величиной ММП. Кроме того, как и для дневной части магнитосферы, сохраняется зависимость геометрических параметров шлейфа, магнитного и газового давлений внутри хвоста от динамического давления в переходной области, которое в свою очередь определяется соответствующими характеристиками в невозмущенной зоне солнечного ветра. Обратимся вначале к геометрическим характеристикам хвоста. Как показали измерения на спутниках «Эксплорер-33» и «Эксплорер-35», по крайней мере, до расстояний º 80 RE поперечные размеры шлейфа монотонно возрастают: при xsm º - 20RE и º - 60RE радиус хвоста RT в среднем равен соответственно 20 RE и 25 RE. Для корреляции этих размеров с основными характеристиками солнечного ветра в настоящее время слишком мал объем экспериментального материала, в связи с чем возможен анализ лишь единичных случаев. Так, в работе описан случай наблюдения аномально малого поперечного размера хвоста вблизи орбиты Луны (RTº 16 RE ) через несколько часов после увеличения динамического давления солнечного ветра в 6 раз. Одновременно было зарегистрировано увеличение магнитного поля хвоста с 10 до 30 нТл. Такой эффект 14 «сжатия шлейфа мог быть вызван увеличением в несколько раз теплового и магнитного давления в переходной области (учет изменения одного только динамического давления не дает наблюдаемой степени сжатия); это подтверждается результатами измерений характеристик плазмы в переходной области. Более полно исследована связь параметров плазменного слоя вблизи лунной орбиты с состоянием солнечного ветра за пределами переходной области. В табл. 1 приведены результаты статистического анализа измерений магнитного поля, плотности, направленной и тепловой скорости протонов, а также динамического и теплового давления в солнечном ветре (по данным «Эксплорера-33») в сравнении с измерениями потоков и средней энергии электронов плазменного слоя (по наблюдениям на «Эксплорере-35»). Из таблицы видно, что поток электронов слоя Фп хорошо коррелирует как с направленным, так и с тепловым давлением в солнечном ветре, что хорошо согласуется с условием баланса давлений в хвосте и внешней среде. Корреляция Фп с плотностью частиц солнечного ветра п также высока и положительна. Это объясняется тем, что в рассматриваемом временном интервале величина п колебалась в широких пределах (1—60 см-3), тогда как скорость ветра и менялась сравнительно мало и антикоррелировала с n. Последним обстоятельством, по-видимому, и объясняется отрицательная корреляция Ф с n. Таблица 1 Коэффициенты корреляции между параметрами низкоэнергичных электронов плазменного слоя и состоянием солнечного ветра Обозначения параметров: В - магнитное поле (ММП); Bz — вертикальная компонента ММП; n — концентрация протонов; v — направленная средняя скорость; vt — средняя тепловая скорость; nmv2 - динамическое давление; nmvt2 - тепловое давление» Фп — поток электронов плазменного слоя; Е — средняя энергия электронов. Рис. 8. Тепловая энергия электронов плазменного слоя в зависимости от скорости частиц солнечного ветра. 1- - тепловая скорость; 2 – направленная; 15 Рис. 9. Поток электронов плазменного слоя в зависимости от давления солнечного ветра, 1 - тепловое давление; 2 – динамическое давление. Что касается энергии электронов" плазменного слоя Е, то она антикоррелирует с плотностью и давлением солнечного ветра. Отсюда можно заключить, что изменения энергии электронов не связаны с адиабатическими механизмами ускорения при сжатии и расширении шлейфа. Корреляция Е с энергией направленного движения протонов солнечного ветра Е положительна и сравнительно высока, соответствующее регрессионное соотношение имеет вид (эВ): E = (EP /7.2) + 54 (4) На рис. 8 и 9 представлены распределения одновременных измерений электронной температуры и потоков в плазменном слое и параметров солнечного ветра, иллюстрирующие рассмотренные данные. Вышеприведенные результаты относились к зоне удаленного хвоста; определенная информация о связи параметров ближней области шлейфа с солнечным ветром получена по данным спутников «Вела». На рис.10 и 11, приведена статистическая зависимость плотности энергии протонов и электронов плазменного слоя в области удалений -18 RE от плотности энергии направленного движения протонов солнечного ветра. Сильный разброс точек частично объясняется тем, что измерения проводились как в спокойных условиях, так и во время суббурь, когда, во-первых, доминирующим фактором становится ММП, но не давление потока, а, во-вторых, плазменный слой может сужаться до полного исчезновения. Тем не менее, из этих данных можно заключить, что в среднем плотность кинетической энергии частиц слоя в области орбит спутников «Вела» составляет 50% направленной плотности энергии солнечного ветра. Рис. 10. Плотность энергии протонной компоненты плазменного слоя в зависимости от направленной плотности энергии протонов солнечного ветра. Рис. 11. Плотность энергии электронов плазменного слоя в зависимости от направленной плотности энергии протонов солнечного ветра. Можно задаться вопросом: как быстро происходит отклик параметров плазменного слоя на резкие изменения давления солнечного ветра? На рис. 12 показаны отсчеты параметров ветра, развернутые вдоль временной оси, совместно с измерениями 16 характеристик частиц плазменного слоя на спутниках «Вела-ЗА» и «Вела-ЗБ». Видно, что в момент 19.07 UT произошло одновременное резкое увеличение плотности и скорости потока, так что плотность направленной энергии солнечного ветра повысилась в ~5 раз. Соответствующее увеличение плотности энергии в плазменном слое примерно в 4 раза произошло с запаздыванием на 8—15 мин. относительно момента регистрации SC на земной поверхности. Средняя скорость движения поверхности разрыва в солнечном ветре по данным измерений составляла в данном случае ~500 км/сек.; следовательно, можно полагать, что к моменту начала роста давления в плазменном слое ближнего хвоста (г ~ 17RE) разрыв в потоке находился уже на» расстоянии 50—70RE от Земли. Если учесть, что альфвеновская скорость вне плазменного слоя сравнительно велика – vA ¥ 0.2 RE/сек., то объяснение увеличения давления в слое адиабатическим сжатием и разогревом наталкивается на существенную трудность, так как время распространения волны от магнитопаузы до плазменного слоя должно составлять не более 1—2 мин. Рис. 12. Временный ход характеристик плазмы солнечного ветра (четыре верхних графика) и плазменного слоя на орбите спутника «Вела» (три нижних графика). Таким образом, как в удаленной, так и в ближней области плазменного слоя его параметры контролируются давлением солнечного ветра; при этом определяющим механизмом является не адиабатический процесс сжатия—разрежения и нагрева— охлаждения, а скорее привнос и утечка частиц через боковые поверхности слоя, примыкающие к магнитопаузе. Заметим в этой связи, что характерное время дрейфа плазмы поперек хвоста по теоретическим оценкам как раз и составляет 10—20 мин. и согласуется с вышеописанными измерениями. Зависимость положения магнитопаузы от ориентации ММП. Как уже подчеркивалось в начале, ММП является не менее (а возможно, и более) важным фактором, определяющим как внешние размеры магнитосферы, так и ее внутреннее состояние и конфигурацию высокоширотных силовых линий. 17 В недавней работе был предпринят анализ пространственного распределения точек пересечения спутником магнитопаузы в дневном секторе в зависимости от ориентации ММП. Было выделено 3 группы случаев: а) северная ориентация ММП; б) южная ориентация ММП; в) промежуточная ситуация. Чтобы по возможности уменьшить разброс отсчетов, связанный с изменениями динамического давления солнечного ветра от случая к случаю, все наблюдаемые расстояния нормировались к одному и тому же значению рd = 1.33610-8 эрг·см-3, что соответствует скорости потока 400 км/сек. при плотности протонов 5 см -3. Значения pd рассчитывались по данным спутников «Эксплорер-33 и 35» (брались среднечасовые параметры). Положение магнитопаузы определялось по данным спутника ОГО-5; при этом все отсчеты были разбиты на три группы, соответствующие северной, южной и промежуточной ориентации магнитного поля в переходной области. К промежуточным отнесены, те случаи, когда в течение 40 мин., предшествующих моменту пересечения (использовались только данные, полученные на нисходящих ветвях траектории), ориентация поля в переходной области менялась. Кроме того, учитывались данные магнитных измерений в невозмущенной зоне солнечного ветра и на обоих спутниках «Эксплорер». На рис. 13 показаны наблюденные положения магнитопаузы, нормированные посредством формулы (3). Отчетливо заметно, что расстояния до магнитопаузы в среднем меньше при южной ориентации ММП. На рис. 14 приведены гистограммы отклонения DR наблюдаемых расстояний от предсказываемых расчетами Мида—Бирда с k = 0.881. Верхняя гистограмма относится к случаю северной и промежуточной ориентации ММП и имеет четко выраженный максимум у ожидаемого значения DR = 0 (среднее квадратичное отклонение менее 0.5 RE). При южной же ориентации ММП распределение отсчетов сильно размыто и в целом сдвинуто в сторону отрицательных DR; четко выраженный максимум отсутствует, что объясняется, по-видимому, нестабильностью магнитопаузы, а также не учетом интенсивности ММП. Рис. 13. Нормированные к стандартному давлению солнечного ветра наблюденные положения – магнитопаузы (1 — северная ориентация ММП; 2 — южная ориентация ММП; 3 — промежуточные случаи). Рис. 14. Распределение отклонения DR – магнитопаузы от положений, предсказываемых теорией Мида-Бирда с k = 0.881 (а — северная и промежуточная ориентация ММП; б — южная ориентация ММП). Следующий примечательный факт состоит в том, что уменьшение среднего расстояния до магнитопаузы при южной ориентации ММП не сопровождается дополнительным сжатием полости. Эксперимент показывает, что обеим ориентациям ММП отвечают слегка завышенные (примерно на 7 нТл) значения геомагнитного поля у 18 лобовой точки в сравнении с теоретическими значениями Bs = (8πkpd)1/2 где k = 0.881. Это несоответствие можно отнести на счет вклада магнитного давления в переходной области, не учитываемого в теории Мида-Бирда. То обстоятельство, что среднее положение магнитопаузы совпадает с расчетным (DR º 0), говорит о наличии дополнительного давления изнутри магнитосферы. Этот эффект следует приписать, по-видимому, внутри магнитосферным частицам, образующим кольцевой ток. Таким образом, при одном и том же значении pd и Bs расстояние до магнитопаузы может изменяться в пределах ±1RЕ в зависимости от величины и ориентации ММП. Это означает, что параметр k слабо зависит от ориентации ММП; в то же время параметр f, определяемый формой полости, испытывает более существенные изменения. При южной ориентации ММП в среднем f =1.02, тогда как при северной f =1.28. Коэффициент f характеризует степень «обжатия» геомагнитного поля (как уже отмечалось, плоская модель магнитопаузы Чепмена-Ферраро дает f =1.00; в то же время сферической магнитопаузе соответствует f =1.5). Поэтому естественно предположить, что ММП заметно влияет на форму магнитопаузы, так что южной ориентации отвечает большая скорость расширения магнитосферной полости с удалением в антисолнечном направлении. Аналогичное исследование на большем экспериментальном материале (178 пересечений магнитопаузы спутником ИМП-4) проведено в работе. При этом отобрано соответственно 62 и 54 случая с северной и южной ориентацией ММП в предшествующие пересечениям 2 часа. Оказалось, что в первой группе наблюдений среднее расстояние до подсолнечной точки составило 11.6 ≤ 2.0.RE, во второй же - около 10.3≤ 1.3.RE. Качественно тот же результат был получен и при обработке данных спутников ИМП-1, 2 и 3, однако здесь различие в средних расстояниях до лобовой точки составило не 1.3.RE, как в предыдущем примере, а всего 0.3.RE. Влияние ММП на параметры магнитосферного хвоста. Как уже подчеркивалось выше, для выделения эффектов, связанных с ММП, необходимо уметь правильно оценивать вклад, вносимый в суммарные вариации параметров магнитосферы изменениями давления солнечного ветра. В предыдущем параграфе при изучении вариаций дневной магнитопаузы для этой цели производилась перенормировка расстояний в соответствии с теорией Мида-Бирда. В области хвоста теоретический учет вариаций давления солнечного ветра осложнен отсутствием простой физической модели токовой системы шлейфа. Однако при наличии большого количества одновременных измерений в хвосте и солнечном ветре можно попытаться провести изолированный учет этих эффектов. Такая попытка сделана, на результатах которой мы вкратце остановимся. Было выбрано около 50 измерений магнитного поля в ближнем хвосте (спутник ОГО-5), вне плазменного слоя. Каждый случай относился к спокойному периоду, а ММП в течение трех и более часов до каждого отсчета сохраняло северную ориентацию. Поскольку отсчеты производились на различных расстояниях от Земли, то был введен учет спадания поля хвоста с геоцентрическим удалением. Именно, измеряемые поля В сравнивались с модельными, полученными в расчетах. Статистический анализ отсчетов В совместно с данными о динамическом давлении солнечного ветра pd («Эксплорер-35») привел к регрессионному соотношению: B2/8π – B2M/8π = (-830 ≤ 280) + (0.16 ≤ -.03) pd (5) -3 где слагаемые измеряются в единицах эВ·см . Формула (5) описывает связь магнитного поля в спокойном шлейфе с динамическим напором потока и является основой для выделения эффектов ММП на фоне «порывов» солнечного ветра. 19 На рис. 15 показан один из примеров такого выделения. Как видно из сравнения графиков, в течение интервалов с Bz < 0 измеренное поле - заметно превосходит вычисленное; штриховка соответствует вкладу ММП в вариации поля хвоста. Эта же закономерность подтверждается и рядом других примеров, приведенных в работе, а также более полным статистическим анализом, выполненным теми же авторами в работе методом наложения эпох. Рис. 15. Графики временного хода: динамического давления солнечного ветра, ММП (две кривые по данным двух спутников); измеренное (верхняя кривая) и вычисленное по формуле (5) (нижняя кривая) магнитное поле хвоста; три компоненты магнитного поля на спутнике АТС-1, кривая Dst индекса и график хода асимметричной части низкоширотных геомагнитных вариаций. (21—22 июня 1968 г.). Параметры DR-тока. Как показали недавние эксперименты, кольцевой ток присутствует в магнитосфере не только в возмущенные периоды, но и в спокойных условиях. Это обнаруживается, например, из существования вблизи геомагнитного экватора зоны депрессии геомагнитного поля для L ≤ 5. В период магнитосферных бурь глубина депрессии увеличивается, что проявляется на наземных низкоширотных обсерваториях в наблюдаемых понижениях H-компоненты. Поскольку кривые Dst -индекса отражают временные вариации суммарного поля токов внеземного происхождения, для выделения эффектов, связанных только с кольцевым током, необходимо знать вклад DCF-поля, порождаемого токами на магнитопаузе. В расчетах Мида и Бирда DCF- поле связывалось с динамическим давлением солнечного ветра соотношением: 20 BDCF = 3.05·10-2 (nv2)1/2 (6) -3 где n - концентрация протонов в 1 см ; v — скорость потока, в км/сек. В последующих экспериментальных работах производились определения коэффициента пропорциональности между BDCF и (nv2)1/2 на основе корреляционного анализа Dst-ндекса и величины динамического давления по данным спутников. При этом в соответствии с формулой: (7) Dst = BDCF + BDR + DB, где DB - некоторая константа, определяемая выбором нулевого уровня отсчета Hкомпоненты, определялись коэффициенты А и В регрессионного соотношения: (8) Dst = A + B(nv2)1/2 . Результаты расчетов в различных работах имеют довольно сильный разброс, однако в целом оценка Мида и Бирда для коэффициента В оказывается близкой к среднему экспериментальному значению. Коэффициент А в большинстве случаев порядка (– 10) — (- 20) нТл. Заметим, что не следует отождествлять величину А с интенсивностью магнитного поля, создаваемого в отдельности кольцевым током. Поскольку нулевой уровень Dst индекса определяется по самым спокойным дням года, то из (7) получаем: DB = - BqDCF – BqDR, где индекс q означает усреднение по самым спокойным дням. Таким образом, получаемая в ходе статистической обработки экспериментального материала константа A = BDR - BqDR - BqDC (9) где BDR - среднее значение поля DR-тока для данной совокупности случаев. Величины BqDR и BqDCF могут заметно меняться от года к году, чем и объясняется неопределенность нулевого уровня. Тем не менее, соотношение типа (8) в сочетании с данными о давлении солнечного ветра может быть использовано для относительной «калибровки» наземных данных с целью диагностики состояния кольцевого тока. Так, с помощью подобной методики был сделан интересный вывод о том, что для большинства мировых бурь главная фаза происходит на фоне сильного поджатия магнитосферы, соответствующего DCF-полю порядка 50 -70 нТл. Таким образом, использование одних только данных о Dst -индексе может привести к заметной недооценке поля BDR, а следовательно, и суммарной энергии частиц кольцевого тока W, связанной с BDR известным приближенным соотношением: W º ½ ·BDR /ME, (10) где ME - магнитный момент Земли. Итак, мы видим, что динамическое давление солнечного ветра и межпланетное магнитное поле являются главными факторами, определяющими размеры и форму магнитосферной полости. При отсутствии четко выраженной южной ориентации ММП размеры и форма дневной части магнитосферы вполне удовлетворительно предсказываются соотношением (2) и теорией Мида-Бирда с коэффициентом k º 0.9. При южной ориентации ММП сильно возрастает нестабильность магнитопаузы, а среднее расстояние до лобовой точки уменьшается на 1—2 RE относительно соответствующего значения при северной ориентации ММП при том же динамическом напоре ветра; кроме того, судя по измерениям геомагнитного поля вблизи подсолнечной точки, при южной ориентации ММП увеличивается «раствор» магнитопаузы, т. е. скорость расширения полости от лобовой точки в хвост. Поперечные размеры хвоста магнитосферы существенно зависят от суммарного давления солнечного ветра; возможно почти двукратное уменьшение диаметра шлейфа при увеличении динамического давления ветра в 6 раз. Потоки электронов плазменного слоя хвоста обнаруживают четкую положительную корреляцию с концентрацией и давлением частиц солнечного ветра и 21 антикоррелируют со скоростью ветра. Имеется ряд указаний на то, что основным механизмом, контролирующим параметры плазменного слоя, является непосредственный привнос частиц из солнечного ветра. С другой стороны, состояние хвоста в большой мере определяется ориентацией ММП: установление южной ориентации влечет за собой дополнительное увеличение магнитного поля хвоста на величину до ~10 нТл. Данные о Dst -индексе, совместно с измерениями динамического давления солнечного ветра, могут быть использованы для диагностики состояния кольцевого тока. 22