ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2007, том 47, № 4, с. 435-449
УДК 551.510.537
ПЛАЗМОСФЕРА ЗЕМЛИ. СОВРЕМЕННОЕ СОСТОЯНИЕ ИССЛЕДОВАНИЙ
(ОБЗОР)
© 2007 г. Г. А. Котова
Институт космических исследований РАН, Москва e-mail: kotova@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 13.11.2006 г.
Представлен обзор основных результатов экспериментальных и теоретических исследований физики плазмосферы Земли, полученных до настоящего времени. Целью обзора является привлечение внимания ученых к изучению этой области земной магнитосферы, ибо ряд вопросов физики плазмосферы, касающихся, прежде всего, образования плазмопаузы, заполнения и эрозии плазмосферы, важных для понимания связи процессов, происходящих на Солнце и в солнечном ветре с процессами в ионосфере и атмосфере Земли, остается до сих пор невыясненными.
PACS: 94.30.cv
1. ВВЕДЕНИЕ
Плазмосферой называется внутренняя область магнитосферы, по форме напоминающая тор, в которой доминирующую роль играет захваченная магнитным полем Земли холодная плазма, с энергией менее 1-2 эВ и плотностью 100-1000 см-3. Основными ионами в плазмосфере являются ионы водорода с небольшой - 10-20% -добавкой ионов гелия и 5-10% ионов кислорода. Плазмосфера, по существу, является продолжением ионосферы на большие высоты [Lemaire and Gringauz, 1998]. Принято считать, что плазмосфера начинается с высоты ~1000 км, где ионы водорода замещают ионы кислорода и становятся основным компонентом плазмы. Плазма, текущая вверх из ионосферы, остается на силовых линиях, коротирующих вместе с Землей, и образует "облако" холодной тепловой плазмы вокруг Земли, простирающееся до расстояний в 4-6 земных радиуса (Re). Потоки плазмы, в среднем, днем направлены вверх из ионосферы в плазмосферу, а ночью вниз из плазмосферы в ионосферу.
История открытия и исследования верхней ионосферы и плазмосферы началась в конце 40-х -начале 50-х годов прошлого века. До этого времени никто не подозревал, что ионосфера Земли простирается далеко вдоль геомагнитных силовых линий. Полагали, что выше максимума слоя F концентрация плазмы достаточно быстро спадает [Грингауз, 1958]. В 1953 году О. Стори [Storey, 1953] на основании исследования распространение свистящих атмосфериков (вистлеров) вдоль геомагнитного поля заключил, что в экваториальной области на высоте ~12000 км плотность электронов составляет около 400 см-3, считая при
этом, что им измерена плотность в межпланетном пространстве (при этом об энергии частиц ничего сказать было нельзя).
В 1958 г. эксперименты с помощью ловушек заряженных частиц на "Спутнике-3" [Грингауз и др. 1961] показали, что выше слоя F, на высоте ~1000 км концентрация ионов ~103 cм-3. На аппаратах "Луна 1 и 2" Грингаузом и др. (1960) впервые были получены данные о том, что плазма с энергией ~1 эВ регистрируется вплоть до высот ~4Re. Была также обнаружена удивительно резкая внешняя граница, где плотность плазмы падает на порядок величины на расстоянии в десятые доли радиуса Земли.
В начале 60-х годов по исследованиям вистлеров Д. Карпентер обнаружил резкий спад в концентрации электронов в плоскости геомагнитного экватора, первоначально названный им "коленом" [Carpenter, 1963]. Это "колено" было отождествлено с областью резкого спада плотности ионов, обнаруженной на советских спутниках [Carpenter, 1965]. В 1966 г. Д. Карпентер [Carpenter, 1966] предложил термины "плазмосфера" и "плазмопа-уза" по аналогии с терминами "магнитосфера" и "магнитопауза", которые и были приняты научной общественностью.
Со времени открытия плазмосферы накоплен значительный экспериментальный материал, полученный со спутников (Электрон-2, -4; серии "Прогноз"; Интербол-1-2; Магион-5; OGO-1-5; ISEE-1, -2; GEOS-1, -2; DE-1; CRRES; IMAGE и др.) и наземными методами. Ниже будут рассмотрены основные экспериментальные результаты по распределению плазмы в плазмосфере Земли, положению плазмопаузы, тепловой структуре плазмо-
NT, х 1013 el/cm2 7 6 5 4 3 2 1
R
eq
Re
Рис. 1. a - Среднемесячные значения полного содержания электронов в силовой трубке в зависимости от расстояния до трубки на экваторе по наблюдениям вистлеров вблизи меридиана 75 W в Антарктике. • -соответствующая плотность электронов на экваторе [Park et al., 1978]. Темные заполненные точки получены по измерениям в ноябре-декабре 1964 г., пустые кружки - в июне 1965 г.
сферы. Кратко будут изложены основные теоретические представления о физике плазмосферы и плазмопаузы.
2. ПЛОТНОСТЬ ПЛАЗМЫ В ПЛАЗМОСФЕРЕ. НАБЛЮДЕНИЯ
Изменение параметров плазмосферы обычно рассматривают в зависимости от параметров Мак-Илвайна (L) - расстояния в радиусах Земли от центра Земли до точки измерения, спроектированное на плоскость геомагнитного экватора вдоль магнитного поля, и инвариантной широты Л - геомагнитной широты основания силовой линии на поверхности Земли. В дипольном приближении: L = 1/cos^.
Распределение плотности ионов в плазмосфе-ре изучено достаточно подробно, так как этот параметр может быть получен практически при любых измерениях в плазмосфере. Уже первые эксперименты показали, что распределение плотности плазмы сильно зависит от геомагнитной активности [Lemaire and Gringauz, 1998]. Поэтому вначале
остановимся на распределении плазмы при спокойных геомагнитных условиях.
Распределение плотности ионов в плоскости геомагнитного экватора подробно исследовано по данным наблюдений вистлеров. Методика определения параметров плазмы по наблюдениям вистлеров описана Д. Карпентером [Carpenter, 2004 и ссылки там]. Плотность ионов и электронов определялась также в волновых и плазменных экспериментах, установленных на спутниках [Gurnett et al., 1979; Chappell et al., 1981; Грингауз, Безруких, 1977; Грингауз, Бассоло, 1990; Kotova et al., 2002 и др.]
В спокойных геомагнитных условиях вблизи плоскости геомагнитного экватора плотность холодной плазмы падает с удалением от Земли, причем в случаях, когда магнитная обстановка остается спокойной в течение нескольких суток, резкая внешняя граница плазмосферы часто не наблюдается и плотность плавно уменьшается. Скорость падения плотности d lg Neq /dL по оценкам разных авторов варьирует от -4 до -3 [Tarcsay et al., 1988; Carpenter, Anderson, 1992; Kotova et al., 2002, и др.].
Плотность плазмы в плазмосфере зависит от местного времени, широты, сезона наблюдения. По оценкам Парка и др. [Park et al., 1978] суточные вариации плотности вблизи экватора для L ~ 3 составляют ±10-15%, минимальная плотность наблюдается в послеполуночные часы.
По наблюдениям вистлеров, позволяющих осуществлять практически непрерывный мониторинг экваториальной плазмосферы, во внутренней области плазмосферы были выявлены годовые вариации плотности. Вблизи L = 2.5 отношение максимальной плотности в декабре к минимальной в июне может достигать 2 (рис. 1). Наблюдения вистлеров указывают также на существование зависимости плотности плазмы опять же во внутренней плазмосфере (L < 2.5-3.0) от фазы цикла солнечной активности. При L ~ 2 отношение плотности электронов вблизи экватора в максимуме цикла солнечной активности к плотности при минимуме солнечной активности ~ 1.5.
Изменение плотности плазмы в плазмосфере вдоль силовых линий магнитного поля экспериментально исследовано довольно плохо. Галла-хер и др. [Gallagher et al., 2000] на основании статистического анализа данных спутника DE-1 считают, что изменение плотности плазмы вдоль магнитных оболочек при L > 3 начиная с высоты в 1Re незначительно, однако выполненный анализ не разделяет данные по геомагнитной активности и местному времени. Фактически первые экспериментальные распределения плотности плазмы вдоль силовых линий магнитного поля были получены по данным радиозондирования с космического аппарата IMAGE с помощью прибора RPI (radio plasma imager) [Tu et al., 2003]. Распределе-
ния плотности вдоль силовых линий L = 2.2-3.2 показывают, что, по крайней мере, в утренней плазмосфере плотность мало меняется в пределах геомагнитной широты ±20-25°, и затем возрастает в 1.5-2 раза к широтам ~±40°, что соответствует высотам ~4000-5000 км.
3. ПЛОТНОСТЬ ПЛАЗМЫ В ПЛАЗМОСФЕРЕ. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ
На основании накопленного большого объема экспериментальных данных по плотности плазмы в плазмосфере Земли построены несколько эмпирических моделей распределения плотности в зависимости от L, местного времени, сезона наблюдения, уровня геомагнитной активности [Carpenter and Anderson, 1992; Gallagher et al., 2000]. Для оценок можно использовать аналитическое выражение, полученное на основании анализа данных ISEE-1 и наблюдений вистлеров [Carpenter and Anderson, 1992]:
lgNeq (L, d, R) = -0.3145L + 3.9043 +
+ 0.15cos[2n(d + 9)/365]exp[-(L - 2)/1.5] -- 0.5cos [4n(d + 9)/365 ] exp [-(L -2)/1.5 ] +
+ (0.00127R - 0.0635)exp[-(L - 2)/1.5],
(1)
где d - порядковый номер дня в году, R - среднее за 13 месяцев число солнечных пятен. Приведенная формула описывает плотность плазмы вблизи геомагнитного экватора во время длительного геомагнито-спокойного периода для местного времени 00-15 MLT.
К настоящему времени предложено и разрабатывается ряд теоретических моделей заполнения и поддержания плазмосферы Земли. Основным источником плазмосферной плазмы являются ионы водорода, образующиеся при перезарядке атомов водорода с ионами кислорода в резонансной реакции: H + О+ -—► Н+ + О . Э та реакция одинаково быстро идет в обоих направлениях. На небольших высотах (область F и несколько выше), где плотность кислорода достаточно велика, устанавливается химическое равновесие. Однако в электрическом поле амбиполярной диффузии, которое создается в гравитационном поле доминирующими ионами кислорода и электронами, образующиеся ионы водорода движутся вверх вдоль магнитных силовых линий [Бауэр, 1976; Lemaire and Gringauz, 1998]. Таким образом, на высоких широтах, где силовые линии тянутся далеко в хвост, возникает полярный ветер, на замкнутых силовых линиях образуется плазмосфера Земли. Процессы ионосферно-плазмосферного обмена заряженными частицами играют определяющую роль в динамике плазмосферы.
Модели ионосферы достаточно хорошо разработаны, в них принимаются во вниман
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.