научная статья по теме ДВУМЕРНАЯ МГД-МОДЕЛЬ МАГНИТОДИСКА ЮПИТЕРА Космические исследования

Текст научной статьи на тему «ДВУМЕРНАЯ МГД-МОДЕЛЬ МАГНИТОДИСКА ЮПИТЕРА»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2015, том 53, № 5, с. 374-387

УДК 533.9.01

ДВУМЕРНАЯ МГД-МОДЕЛЬ МАГНИТОДИСКА ЮПИТЕРА

© 2015 г. Р. А. Кислов1, 2, Х. В. Малова1, 3, И. Ю. Васько1

Институт космических исследований РАН, г. Москва 2Московский физико-технический институт, Долгопрудный 3Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Скобельцына МГУ

kr-rk@bk.ru

Поступила в редакцию 06.09.2013 г.; после переработки 27.01.2015 г.

Построена самосогласованная стационарная осесимметричная МГД модель магнитодиска Юпитера, которая является обобщением моделей плоских токовых слоев предложенных ранее для описания структуры токового слоя в магнитосферном хвосте Земли [1, 2]. В рамках модели учитываются центробежная сила, которая обусловлена наличием электрического поля коротации, а также азимутальное магнитное поле. Получены конфигурации силовых линий для изотермической (температура плазмы полагается постоянной) и изоэнтропической (энтропия плазмы полагается постоянной) моделей магнитодиска. Определена зависимость толщины магнитодиска от расстояния до планеты. Толщина магнитодиска и распределение магнитного поля не существенно отличаются для изотермической и изоэнтропической моделей. Учет малого фонового давления плазмы приводит к существенному уменьшению толщины магнитодиска. Данный эффект связан с преобладанием центробежной силы над градиентом давления на большом удалении от планеты. Рассмотрен механизм униполярной генерации и связанная с данным механизмом крупномасштабная система токов. В приближении слабого азимутального магнитного поля, получены величины прямого и обратного биркеландовских токов. Результаты моделирования согласуются с оценками из других работ и с экспериментальными данными.

DOI: 10.7868/S0023420615050064

1. ВВЕДЕНИЕ

Первые "in situ" измерения в магнитосфере

Юпитера были проведены в 1973 году космическими аппаратами Pioneer-10, 11. Исследования последующих миссий Voyager-1, 2, Galileo и Ulysses позволили получить относительно достоверную информацию о структуре магнитосферы Юпитера. В частности, данные аппарата Voyager-1 позволили обнаружить вулканическую активность спутника Ио [3, 4], который расположен на расстоянии порядка 5Rf от планеты (Rf ~ 71500 км — радиус Юпитера). Оказалось, что ежесекундно с поверхности Ио во внутреннюю магнитосферу инжектируется около 1 тонны вулканического вещества, что значительно превышает количество плазмы, проникающей в магнитосферу из солнечного ветра и ионосферы [5]. Столкновения атомов вулканического вещества с энергичными электронами радиационных поясов приводят к образованию в окрестности орбиты Ио повышенной концентрации плазмы, ионная популяция которой состоит из ионов серы S+ и кислорода O+. Мощное магнитное поле Юпитера (дипольный момент ц ~ 1.5 • • 1020 Тл м3), быстрое суточное вращение планеты с периодом 10 ч (частота вращения юу- ~ 1.8 • 10-4 с-1), а также инжекции вулканического вещества с по-

верхности Ио приводят к формированию в магнитосфере на расстоянии от 10-20Я/ до 35—75Д/-магнитоплазменной структуры, называемой маг-нитодиском [6—8]. Данные аппаратов Voyager-1, 2 показали, что ионная популяция плазмы магнитодиска состоит в основном из ионов серы и кислорода. В среднем атомная масса ионов составляет 16 [9], а концентрация плазмы изменяется от ~40 см-3 у орбиты Ио до ~0.01 см-3 на расстоянии ~50^7 от планеты. Основной вклад в давление плазмы вносит высокоэнергичная компонента с температурой порядка 10 кэВ.

Магнитный диполь Юпитера наклонен к оси вращения планеты пол углом порядка 100, что приводит к колебаниям нейтральной плоскости магнитодиска в ходе суточного вращения планеты. Однако не влияет существенно на равновесную структуру магнитодиска, поэтому при построении модели магнитодиска можно предполагать, что магнитный диполь направлен вдоль оси вращения, а магнитодиск является осесиммет-ричным. Отметим, что последнее условие выполняется вплоть до расстояний ~б0^7 от планеты [6]. На расстоянии от планеты большем ~60^7 магнитодиск переходит в магнитосферный хвост (на ночной стороне магнитосферы), который об-

ладает плоской конфигурацией, и схож по структуре с магнитосферным хвостом Земли.

Магнитное поле в области магнитодиска имеет характерную вытянутую конфигурацию, которая поддерживается плазменным током в азимутальном направлении. Радиальное магнитное поле меняет знак в нейтральной плоскости, которая практически совпадает с экваториальной плоскостью магнитного диполя [10]. Вообще говоря, азимутальный ток сконцентрирован в относительно тонкой области (так называемый токовый слой) в окрестности нейтральной плоскости. В общих чертах механизм формирования магнитодиска заключается в следующем [6]: повышенная плотность плазмы у орбиты Ио приводит к развитию перестановочной неустойчивости (interchange instability) и радиальному дрейфу плазмы из внутренней магнитосферы во внешнюю. Электрическое поле коротации [11], которое генерируется за счет суточного вращения ионосферы, приводит к ускорению плазмы в азимутальном направлении до скорости, близкой к угловой скорости вращения Юпитера, ю7. Действующая на плазму центробежная сила приводит к вытягиванию силовых линий до тех пор, пока натяжение силовых линий не скомпенсирует центробежную силу. Отметим, что на расстоянии от планеты большем ~20R7 было обнаружено отклонение движения плазмы от режима полной коротации (т.н. неполная корота-ция) [12].

Прямые наблюдения космических аппаратов позволили получить достаточно полную информацию о структуре магнитного поля и параметрах плазмы магнитодиска [3, 7, 8, 13, 14], границах и толщине магнитодиска [14, 15], а также исследовать степень нарушения коротации плазмы [16]. Полученные экспериментальные данные инициировали построение моделей магнитосферы Юпитера и в частности моделей магнитодиска.

Одним из основных вопросов, которому с самого начала теоретических исследований было уделено внимание — механизм возникновения и нарушения коротации. В работе Hill [12] было предложено, что магнитные трубки, соединяющие магнитодиск и верхние слои ионосферы Юпитера, находятся в равновесии под действием момента силы инерции, связанного с радиальным разлетом вещества с Ио в области магнитодиска, и момента силы Ампера. Последняя действует на поверхностный ток, который возникает из-за униполярной генерации, вызванной неоднородным вращением верхних слоев ионосферы. Данный ток протекает от полюсов к экватору и замыкается через магни-тодиск. При этом возникают области, где ток течет вдоль силовых линий магнитного поля, такой ток называют прямым биркеландовским, и где он течет против силовых линий, и называется обратным

биркеландовским [15]. В дальнейшем было показано, что упомянутый продольный ток обеспечивает передачу энергии вращения от планеты к маг-нитодиску, эффективность данного процесса определяет границы магнитодиска [17].

В настоящее время существует ряд самосогласованных МГД-моделей, которые могут быть использованы для описания структуры магнитодиска [1, 2, 18—20]. Отметим работу [1], которая посвящена построению модели плоского токового слоя в хвосте земной магнитосферы. В рамках этой модели удается построить равновесие, структура которого напоминает структуру магни-тодиска. Основными недостатками этой модели являются следующие: 1) модель не учитывает центробежную силу; 2) модель построена для описания токового слоя хвоста земной магнитосферы, который в первом приближении можно считать плоским, т. е. использовать для его описания модели, построенные в декартовых координатах, где токовый слой обладает трансляционной симметрией вдоль оси "утро—вечер". В работе [2] модель [1] была обобщена на случай осевой симметрии хвоста магнитосферы Земли с учетом эффекта "фларинга", т.е. расхождения силовых линий магнитного диполя, однако в этой модели не была учтена центробежная сила. В работах [18, 19] построены модели, учитывающие влияние центробежной силы. Однако в этих моделях делалось больше дополнительных предположений, содержалось больше неизвестных параметров и уделялось меньше внимания структуре магнитодиска. Следует отметить, что, в отличие от токового слоя хвоста магнитосферы Земли, магнитодиск Юпитера обладает осевой симметрией [14, 21]. В связи с этим актуальным является построение модели, обладающей преимуществами модели [1] и учитывающей центробежную силу, роль которой в магнитосфере Юпитера существенна.

В настоящей работе, в соответствии с подходом, предложенным в работе [1], построена стационарная осесимметричная МГД-модель магнитодиска. В отличие от [1], в настоящей модели учитываются центробежная сила, обусловленная электрическим полем коротации, а также наличие азимутального магнитного поля. Кроме того, рассматриваются механизм формирования бир-келандовских токов и эффект нарушения корота-ции плазмы магнитодиска с использованием результатов работ [12, 17].

2. ПОСТРОЕНИЕ МОДЕЛИ

2.1. Основные предположения и уравнения. Основные уравнения модели будем записывать во вращающейся системе отсчета, связанной с Юпитером. Начало системы координат расположено в центре планеты, ось х направлена на Солнце, ось г — вдоль оси вращения планеты, ось у

направлена, как в правосторонней системе координат. Кроме того, будем использовать цилиндрические координаты: г = (х2 + у2)1/2 — радиальное расстояние от планеты, ф — азимутальный угол в плоскости ху. Предполагается, что магнитный диполь Юпитера направлен вдоль оси вращения планеты, а магнитодиск является осесим-метричным.

В выбранной системе координат магнитное поле записывается в виде Н = Нгег + Нфеф + Н,е,. Компоненты Нг и Н, образуют полоидальное поле Нр = Нгег + Нгег, тогда как компоненту Нф называют азимутальным или тороидальным полем. Плотность тока записывается в виде ] = ]гег + ]феф + +],,ег и по аналогии с магнитным полем \р = ]гег + +будем называть полоидальной плотностью тока. В выбранной системе отсчета азимутальная компонента гидродинамический скорости

плазмы имеет вид уф = [ю — ю^ г] = —[5ю, г], где ю — угловая скорость вращения плазмы, 5ю определяется степенью нарушения корота-ции [7]. Ввиду осевой симметр

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Космические исследования»