ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2014, том 54, № 2, с. 217-220
УДК 537.811
ОТКЛИК ВЫСОКОШИРОТНОЙ ИОНОСФЕРЫ НА СКАЧОК ДАВЛЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПРИ ЮЖНОМ ММП 10 ЯНВАРЯ 1997 г.
© 2014 г. Е. С. Беленькая1, С. У. Г. Каули2, В. В. Калегаев1
Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д.В. Скобельцына Московского государственного университета, имени М.В. Ломоносова, г. Москва, Россия 2Университет г. Лестер, отдел физики и астрономии, Великобритания е-таП: elena@dec1.sinp.msu.ru Поступила в редакцию 27.12.2012 г. После доработки 26.02.2013 г.
На примере хорошо изученного события 10 января 1997 г. рассмотрен механизм, определяющий реакцию авроральной ионосферы на скачок динамического давления солнечного ветра при южном межпланетном магнитном поле. В этом событии все параметры солнечного ветра были постоянны, кроме скачка плотности плазмы, длившегося 22 мин. Сразу после прихода и во время скачка давления наблюдалось смещение к полюсу внутренний границы полярного овала при неизменном положении внешней границы. Рассчитано усиление тока магнитопаузы, вызванное повышением плотности плазмы солнечного ветра. Мы предполагаем, что усиленный ток магнитопаузы замыкается на фронте возмущенной области в магнитосфере поляризационным током, образуя "переходный кольцевой ток", существующий во время действия скачка давления. Определено направленное на север магнитное поле этого "временного кольцевого тока", совпадающее по порядку величины с полем, ответственным за наблюдаемый сдвиг к полюсу высокоширотной границы полярного овала.
БО1: 10.7868/80016794014020047
1. ВВЕДЕНИЕ
На динамику полярного овала влияют как вариации межпланетного магнитного поля (ММП), так и динамического давления солнечного ветра Psw [см., например, Boudouridis et al., 2004]. Один из случаев, описанных Boudouridis et al. [2004], рассмотрен в этой работе. 10 января 1997 г. скачок давления солнечного ветра подошел к земной магнитосфере. ММП было направлено на юг до, после и во время этого события. Соответствующая реакция полярного овала была подробно изучена в ряде работ [Burlaga, 1998; Lyons, 2000; Lyons et al., 2000; Zesta et al., 2000; Alexeev et al., 2001; Boudouridis et al., 2003; Ober et al., 2006]. Сразу после поджатия магнитосферы под влиянием скачка давления и в течение всего времени действия повышенного давления (At) приэкваториальная граница полярного овала оставалась неподвижной, а приполярная была сдвинута к полюсу и вернулась на прежнее место после понижения давления. Внутренняя граница полярного овала примерно совпадает с границей между открытыми и замкнутыми силовыми линиями, вариации которой определяются скоростью дневного и ночного пересоединения [Siscoe and Huang, 1985; Cowley and Lockwood, 1992, 1996; Wild et al. 2004]. Поэтому сжатие полярной шапки трактуется как усиление пересоединения в хвосте [Boudouridis et al., 2004]. При южном ММП увеличенный поток замкнутых силовых ли-
ний конвекцией переносится на дневную магнитосферу, обеспечивая уменьшение полярной шапки и на дневных значениях МЕГ Здесь мы рассмотрим это событие, учитывая нестационарное взаимодействие возмущений солнечного ветра с магнитосферой Земли [Татао, 1975].
2. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ И В ПОЛЯРНОЙ ИОНОСФЕРЕ
Данные по солнечному ветру и ММП 10 января 1997 г. были получены на КА Wind, находящемся вверх по потоку от Земли [Burlaga et al., 1998; Zesta et al., 2000; Boudouridis et al., 2003]. Южное ММП существовало более 5 часов до прихода скачка давления к магнитосфере в 10.50 UT [Zesta et al., 2000; Boudouridis et al., 2003], во время повышенного давления (в течении At ~ 22—25 мин) и после его уменьшения. До начала события ММП было ^IMFx = -5.3 нТл, ^IMFy = -8.8 нТл,
= —10.3 нТл, а после В1МКх = —3.4 нТл, £Шр-у = —10.1 нТл, = —9.0 нТл. Скорость
солнечного ветра = 445 км сек-1 была постоянна, плотность п^ возросла от 6 до 16 см-3, а давление от 2 до 6 нПа.
Boudouridis й а1. [2003] отмечали смещение к полюсу высокоширотной границы овала в 04:30 МЕТ от 73°-74° до скачка давления до 77° в момент прихода скачка давления в 10:50 иТ с по-
218
БЕЛЕНЬКАЯ и др.
следующим возвращением в исходное положение после уменьшения давления в 11:15 иТ. В это движение к полюсу была вовлечена вся внутренняя граница овала с 08:20 МЬТ (включая полдень), причем вечером смещение составляло несколько градусов, а утром до 10°. Асимметрия в смещении может быть обусловлена большим значением азимутальной компоненты ММП [Воиёоийёьз й а1., 2003]. Глобальное уменьшение размеров полярной шапки наблюдалось одновременно с возрастанием яркости сияний с приходом скачка давления в 10:50 иТ ОЪег й а1. [2006] отмечал, что разность потенциалов через полярную шапку возросла через несколько минут после прихода скачка давления. Л1ехееу е! а1. [2001] в параболоид-ной модели магнитосферы подробно рассчитали для этого случая вариации параметров модели, описывающие реакцию постоянно существующих магнитосферных токовых систем на скачок давления. Параболоидная модель позволяет проводить вычисления на временной шкале 0.5—1 час. Однако, на более короткой шкале <20 мин необходимо рассматривать переходные процессы.
3. ПЕРЕХОДНЫЙ ПРОЦЕСС ПРИ СТОЛКНОВЕНИИ СКАЧКА ДАВЛЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА С МАГНИТОСФЕРОЙ ЗЕМЛИ
Татао [1975] построил концептуальную модель нестационарного взаимодействия возмущений солнечного ветра с магнитосферой Земли. Ж1кеп е! а1. [1982] исследовали влияние межпланетных ударных волн на состояние магнитосферы, используя данные по энергичным частицам и магнитным полям, и показали, что гидромагнитные волны сжатия генерируются вдоль магнито-паузы во время действия на магнитосферу повышенного давления солнечного ветра. Такая волна распространяется внутрь магнитосферы со скоростью звука, превышающей локальную альве-новскую скорость в направлении перпендикулярном магнитному полю. На фронте волны образуется поляризационный ток. Альвеновские волны также генерируются вдоль магнитных силовых линий на границе возмущенной области и распространяются к ионосфере. Поскольку альвеновская скорость в дневной внешней магнитосфере Земли (1000-1300 км сек-1 [^кеп е! а1., 1982]) превышает скорость фронта возмущений в солнечном ветре вдоль магнитопаузы (400 км сек-1), все процессы, связанные с распространением волн, происходят быстрее, чем вызванные изменением ММП на фронте межпланетной ударной волны.
Вслед за Татао [1975] Ве1епкауа е! а1. [2006] рассмотрели в магнитосфере Сатурна возникновение "переходного кольцевого тока" в ответ на скачок давления солнечного ветра. Авторы предположили, что диамагнитный ток на возмущен-
ной области магнитопаузы замыкается поляризационным током на фронте распространяющейся в хвост области возмущения в магнитосфере. Возникает токовая петля, аналогичная представленной на рис. 1 в работе Татао [1975]. Такой же "переходный кольцевой ток" может быть рассмотрен в применении к исследуемому случаю для Земли. Этот ток, направленный с вечера на утро на фронте возмущенной области в магнитосфере и в противоположном направлении на возмущенной дневной магнитопаузе, создает внутри петли направленное на север магнитное поле 8Б2.
Усиление магнитного поля в магнитосфере под воздействием внешнего давления может быть оценено из баланса давлений на дневной магни-
топаузе: рш = 0, где = 4я х 10-7 Гн м-1 —
магнитная проницаемость вакуума, а Бт - магнитное поле в подсолнечной магнитосфере. Главный вклад в это поле дает поле земного диполя БЙ2 = = БЕ(ЯЕ/Я1)3, где Бе = 3 х 104 нТл, ЯЕ - радиус Земли, а Я1 - геоцентрическое расстояние до подсолнечной магнитопаузы, и поле токов его экранировки на магнитопаузе, Б^. Уравнение (8) в работе С1аиег е! а1. [2001] дает аппроксимационное выражение вдоль линии Земля-Солнце (оси Х) для Б8Й2: Б8Й2 = = 19.5 нТл (10^Е/^1)3 (1 + х/Я1). Отсюда следует, что на подсолнечной магнитопаузе отношение Б8й2 к БАъ равно 1.3, а сумма этих двух полей там ~2.3Бй2. До прихода скачка давления, например, в t1 = 10:32 иТ, = 2 нПа, и в этот момент времени из баланса давлений с Б2 = 2.3 БАъ получаем Я11 = 10 ЯЕ. После прихода скачка давления, например, в 12 = 11:05 иТ, р^2 = 6 нПа и Я12 = 8.3 ЯЕ. Для Бйг1 = 31 нТл и Б8Йг1 = 40.3 нТл, а для ?2 Бйг2 = = 54 нТл и Б8Йг2 = 70.2 нТл. Таким образом, скачок давления от 2 до 6 нПа вызвал смещение подсолнечной магнитопаузы от = 10 ЯЕ до Я12 = 8.3 ЯЕ и усиление магнитного поля токов Чепмена-Ферраро от 40.3 до 70.2 нТл, т.е. на ~30 нТл.
В работах Беленькой [1998] и Ве1епкауа [2001] показано, что на экваториальной дневной магни-топаузе Земли существуют два токовых слоя, один из которых создан ионами магнитошиса, а другой - ионами магнитосферы. Ток ионов маг-нитошиса расположен с магнитосферной стороны от магнитопаузы и направлен с утра на вечер. Ток ионов магнитосферы по другую сторону от магни-топаузы антипараллелен ему при северном ММП и параллелен при южном. Здесь мы не будем различать ионы магнитошиса и солнечного ветра. Во время события 10 января 1997 г. ток магнитосферы не менялся, а ток ионов магнитошиса возрос из-за скачка плотности солнечного ветра на = 10 см-3. Максимальная плотность тока ионов магнитошиса, возросшая из-за скачка плотности плазмы, достигается на расстоянии лармо-
ОТКЛИК ВЫСОКОШИРОТНОЙ ИОНОСФЕРЫ НА СКАЧОК ДАВЛЕНИЯ
219
ровского радиуса, и равна уШ8ьуШак = = (в/я)8и1Ши(2кТ1Шц/т1Ш11)1/2, где к = 1.38 х 10-23 J К-1 -постоянная Больцмана, Tшsh — температура ионов магнитошиса, mшsh — их масса, а в — заряд. Для 10 января 1997 г. Тш1 ~1 х 106 К [Биг1а§а й а1., 1998], и мы находим, что у шах = 0.6 х 10-7 А м-2. Вследствие увеличения плотности плазмы на 8яшк1 = = 10см—3/шЛушах возросла в 0.6 раз, при этом линейная плотность тока стала /шк1 у = (в/2)ишк1 х х (2кТш8Ь/тш81)1/2рш51 = 0.4 х 10-2 А м-1. Полная плотность тока /шк1 = /шк1 у Sz, где Sz - эффективный масштаб по оси z области взаимодействия зоны повышенного давления в солнечном ветре с магнитосферой, который можно принять равным расстоянию между двумя каспами в параболоид-ной модели магнитосферы (~2.8 Я{). /шк1 = 0.4 х х 10-2 А м-1 х 2.8 х 8.3 х 6.4 х 106 м = 0.6 х 106
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.