ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 41, № 11, с. 744-750
АВРОРАЛЬНОЕ СВЕЧЕНИЕ В ВЫСОКИХ ШИРОТАХ ГАНИМЕДА
© 2015 г. А. С. Лаврухин1,2*, И. И. Алексеев2
1 Физический факультет Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова
2НИИ Ядерной физики им. Д.В. Скобельцина Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Поступила в редакцию 06.05.2015 г.
Полярные сияния на Ганимеде являются результатом взаимодействия электронов плазменного диска Юпитера с довольно разреженной атмосферой Ганимеда. При этом окружающие Ганимед электроны имеют энергию, недостаточную для возбуждения свечения в наблюдаемых линиях. Необходимое ускорение они могут получить в результате различных процессов, таких, как перезамыкание собственного магнитого поля Ганимеда с магнитным полем Юпитера в области набегающего и нисходящего потоков. В настоящей работе рассмотрен механизм возникновения продольной разности потенциалов на авроральных силовых линиях. Показано, что причиной возникновения ускоряющего потенциала и ускорения тепловых магнитосферных электронов является недостаток носителей заряда, требуемых для формирования необходимого тока замыкания токов альфвеновских крыльев. Полный ток в цепи определяется рассчитанной поперечной разностью потенциалов, приложенной к Ганимеду, и величиной педерсеновской проводимости ионосферы Ганимеда.
Ключевые слова: Ганимед, аврора, магнитосфера, продольные токи.
DOI: 10.7868/80320010815110042
ВВЕДЕНИЕ
В последние годы полярные сияния на Ганимеде являются пристальным объектом изучения (см., например, МакГрат и др., 2013; Пэйен и др., 2015). Они являются результатом взаимодействия высыпающихся электронов с молекулами кислорода в разреженной атмосфере Ганимеда (столбцовая плотность (1 - 10) х 1014 молекул/с м ) (Холл и др., 1998). Наблюдавшееся свечение в линиях 1304 Л и 1356 Л было идентифицировано как излучение атомарного кислорода, который образуется в реакции диссоциативного возбуждения электронным ударом молекулы 02 (Фельдман и др., 2000). Эффективное сечение для обеих линий имеет максимум при энергиях электронов около 100 эВ (Итикава, 2009). Энергия электронов тепловой компоненты магнитосферной плазмы Юпитера, которая окружает Ганимед, примерно в 5 раз меньше, Те = 20 эВ. Плотность электронов равна пе = = 5-20 см"3. Регистрируется и более разреженная надтепловая компонента с пе = 0.5-2 см"3, Те = = 2 кэВ (Эвиатар и др., 2001).
Излучение атомарного кислорода наблюдается в обоих полушариях с максимумами на широтах
Электронный адрес: lavrukhin@physics.msu.ru
около 30°, что согласуется с данными о магнитном поле — именно в этих широтах проходит граница между замкнутыми и открытыми силовыми линиями магнитного поля Ганимеда. Данные о яркости полярных сияний, приведенные в работе Фельдмана и др. (2000), показывают, что существует фоновое свечение, не превышающее 100 Рэлей почти над всей областью условного аврорального овала. На этот общий фон накладываются локализованные области повышенного излучения интенсивностью до 300 Рэлей. Авроральный овал на Га-нимеде стабилен на больших масштабах времени, несмотря на значительные флуктуации в яркости (МакГрат и др., 2013), которые могут быть связаны с перемещением Ганимеда относительно центральной плоскости плазменного диска (Пэйен и др., 2015).
Тепловые электроны магнитосферы Юпитера с параметрами, указанными выше, могут вызывать свечение с интенсивностью примерно в 10— 40 Рэлей (или 3—12 Рэлей на широте 60°). Наблюдаемая же интенсивность в 300 Рэлей может быть достигнута, только если электроны будут существенно ускорены и будут характеризоваться максвелловским распределением с температурой в диапазоне 75—300 эВ (Эвиатар и др., 2001). Следовательно, локальные тепловые электроны не
могут создать наблюдаемое свечение. Однако над-тепловых электронов слишком мало для генерации требуемого свечения (Эвиатар и др., 2001). Из этого можно сделать вывод, что при данной столбцовой плотности атмосферы локальные тепловые электроны должны сформировать продольные ускоренные пучки, высыпающиеся в области аврорального овала Ганимеда.
Процессы, приводящие к ускорению электронов, могут быть различны. В работе Эвиатара и др. (2001) были предложены следующие механизмы генерации постоянного фонового излучения и интенсивных авроральных пятен: продольноеуско-рение электрическими полями и стохастическое ускорение частиц электростатическими волнами. Ниже будут обсуждаться условия для формирования продольных ускоряющих промежутков. В работе Пэйен и др. (2015) на основании МГД-моделирования было высказано предположение о том, что основным источником электронов, генерирующих авроральные сияния на Ганимеде на стороне набегающего потока, является Юпитери-анская плазма, проникающая через каспы, тогда как полярные сияния в области нисходящего потока генерируются электронами, которые ускоряются вдоль линии пересоединения и проникают в атмосферу Ганимеда на широтах границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями.
Расположенный далее материал сгруппирован следующим образом. В следующем разделе обсуждаются параметры магнитосферы Ганимеда. В разделе "Поля и токи" сделаны оценки полной разности потенциалов, приложенной к полярной шапке Ганимеда, и определен полный ток в цепи. В разделе "Расчет необходимого тока" рассчитан максимальный ток, который может переноситься тепловыми электронами, и анализируются причины возникновения ускоряющего промежутка на авро-ральных линиях. В заключительном разделе мы обсуждаем полученные результаты.
МАГНИТОСФЕРА ГАНИМЕДА
Ганимед является единственным спутником в Солнечной системе, обладающим достаточным магнитным полем для создания собственной мини-магнитосферы, заключенной в магнитосферу Юпитера. Наличие на нем собственного магнитного поля было открыто в результате пролетов космического аппарата "Галилео". Также был измерен дипольный магнитный момент М = 1.32 х х 1023 Гс см3, вклад остальных мультипольных составляющих оказался несущественен (Кивелсон, 2002). Ганимед находится во внешнем для него магнитном поле Юпитера, которое на его орбите имеет постоянную ^-компоненту и переменную у-компоненту (ось у направлена к Юпитеру),
которая зависит от положения Ганимеда на его орбите вокруг Юпитера. В первом приближении можно считать, что внешнее поле имеет только постоянную z-компоненту, равную —100 нТл (Кивелсон и др., 2002). Таким образом, в первом приближении магнитное поле Ганимеда можно представить как сумму поля диполя Ганимеда и внешнего однородного поля Юпитера.
Юпитерианская плазма, вращающаяся вместе с магнитным полем Юпитера, обгоняет Ганимед на его орбите со средней скоростью 139 км/с (Кивелсон и др., 2007). При этом образуется характерный элемент взаимодействия, уникальный для Га-лилеевых спутников Юпитера — возмущение, связывающее область взаимодействия с ионосферой Юпитера — Альфвеновские крылья. Продольные токи, текущие вдоль поверхности Альфвеновских крыльев, со стороны Ганимеда могут замыкаться частично на "дневной" магнитопаузе, которая разделяет поток набегающей плазмы и магнитное поле Ганимеда на передней стороне, частично педерсеновскими токами в ионосфере Ганимеда и частично на "ночной" магнитопаузе в области нисходящего потока плазмы (Джиа и др., 2008). В своем дальнейшем пути через магнитосферу Юпитера они почти не затухают (Кивелсон и др., 2004) и текут вдоль силовых линий магнитного поля до ионосферы Юпитера, замыкаясь на ней. Этот вывод подтверждается наблюдениями ярких пятен на изображениях Юпитерианской авроры, полученных с телескопа "Хаббл" (Гродент и др., 2009). Эти пятна видны в тех местах, где Аль-фвеновские крылья, уходящие от Ио, Европы и Ганимеда, упираются в ионосферу Юпитера. Они следуют за соответствующими спутниками при их вращении относительно Юпитера.
С хорошей точностью пучок открытых силовых линий, уходящий от Ганимеда к Юпитеру, можно считать круговым цилиндром. В этом случае магнитный поток внутри этого цилиндра вдали от Гани-меда, где полем магнитосферных токов можно пренебречь, будет равен BJ(100 , где BJ — поле Юпитера в районе Ганимеда, а RmG — радиус пучка открытых линий. С другой стороны, этот же магнитный поток будет равен 2 Bg nR?G sin2 Qm, где Rg — радиус Ганимеда, BG = 700 нТл — дипольное поле на экваторе Ганимеда (Кивелсон, 2004) и 9m = 60 градусов — коширота аврорального овала Ганимеда. Из равенства этих двух потоков можно получить RmG = 3.24Rg (ср. с Джиа и др., 2008). Следовательно, ширина магнитосферы Ганимеда s поперек потока плазмы и внешнего поля равна 6.5Rg . Используя указанную выше модель магнитного поля Ганимеда, можно построить сечение магнитосферы Ганимеда в плоскости "утро—вечер" (см. рисунок). На рисунке показаны силовые линии
о
0
N
0
У, Ко
Схематичное изображение магнитосферы Ганимеда в плоскости у — г. Показано направление тока, замыкающего токи альфвеновского крыла через ионосферу. Магнитное поле Юпитера направлено на юг, ось у направлена от Юпитера, электрическое поле направлено с "утренней" стороны на "вечернюю"; Еу > 0. Магнитный момент Ганимеда, как и на Земле, направлен на юг, поле в экваториальной магнитосфере направлено на север.
магнитного поля вокруг Ганимеда; расстояние по осям измеряется в радиусах Ганимеда (2631.2 км). Оранжевым выделены продольные токи, текущие вдоль Альфвеновских крыльев, и замыкающиеся через ионосферу Ганимеда. На ближней к Юпитеру стороне токи от разных полушарий планеты-гиганта текут друг по направлению к другу, а на дальней стороне — друг от друга. Поток Юпитери-анской плазмы направлен в плоскость рисунка.
ПОЛЯ И ТОКИ
При движении проводника поперек магнитного поля возникает индуцированное электрическое поле Е = ["г/ х В ]. При этом в проводнике возникает разделение зарядов и соответствующее поле поляризации, компенсирующее электрическое поле в системе отсчета, связанной с проводником. Если рассматривать ионосферу Ганимеда, как проводник, то положительные заряды сконцентрируются справа, если смотреть со стороны набегающего
потока плазмы, а отрицательные — слева. Если бы вокруг Ганимеда отсутствовала Юпи
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.