КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2013, том 51, № 1, с. 43-52
УДК 523.62-337
ПОЧЕМУ ПОЛНОЕ ДАВЛЕНИЕ НА ПОДСОЛНЕЧНОЙ МАГНИТОПАУЗЕ ОТЛИЧАЕТСЯ ОТ ДИНАМИЧЕСКОГО ДАВЛЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА?
© 2013 г. А. А. Самсонов1, З. Немечек2 , Я. Шафранкова2, К. Елинек2
1 Санкт-Петербургский государственный университет andre.samsonov@gmail.com 2Карлов Университет, г. Прага, Чехия Поступила в редакцию 06.04.2012 г.
На основании анализа МГД уравнений и результатов численного моделирования в магнитослое показано, что полное давление на магнитопаузе в большинстве случаев отличается от динамического давления солнечного ветра. Из уравнения движения следует, что полное давление уменьшается вследствие отклонения течения от линии Солнце—Земля, но вместе с тем увеличивается за счет формирования магнитного барьера. Данный результат согласуется с экспериментально наблюдаемым расширением магнитосферы при радиальном направлении межпланетного магнитного поля, когда магнитный барьер не формируется. В работе сравнивается поведение компонент давления на линии Солнце-Земля при северном и радиальном межпланетном поле, используя результаты численного МГД моделирования и данные наблюдений спутника THEMIS. При использовании изотропного МГД приближения разница между полным давлением на подсолнечной магнитопаузе при северном и радиальном поле не превышает 10—12 процентов, однако при использовании анизотропного приближения эта разница увеличивается до 15—20 процентов. Результаты анизотропного моделирования хорошо согласуются с наблюдаемыми усредненными профилями компонент давления в подсолнечном магнитослое.
DOI: 10.7868/S0023420613010081
1. ВВЕДЕНИЕ
Положение внешней границы магнитосферы, магнитопаузы, определяется из баланса давлений. С внешней стороны на магнитосферу давит набегающий поток солнечного ветра, в котором, как принято считать, главную роль играет динамическое давление. С внутренней стороны полное давление в основном состоит из магнитного давления, связанного с полем земного диполя и полями внутримагнитосферных токовых систем. В ряде работ (например, [7, 16, 24, 30]) отмечалось, что при фиксированном динамическом давлении солнечного ветра подсолнечная магнито-пауза смещается к Земле при повороте межпланетного магнитного поля (ММП) к югу. Этот эффект объясняется или замыканием через касп Биркеландовской токовой петли [44] или "проникновением" южного магнитного поля из маг-нитослоя в магнитосферу [24, 29]. Впрочем, принципиальной разницы между этими объяснениями нет, и, в любом случае, такое смещение связано с развитием магнитного пересоединения на дневной магнитопаузе при южном ММП.
Противоположный эффект, а именно смещение подсолнечной магнитопаузы от Земли при радиальном направлении ММП, впервые был отмечен в [26] по наблюдениям спутников INTERBALL
и IMP 8, а затем более подробно изучен в работах [14, 21, 43], использующих данные со спутника THEMIS. В [26] исследовали случай, когда ММП в течение примерно 9 часов имело направление, близкое к направлению скорости солнечного ветра. Авторы пришли к выводу, что положение подсолнечной магнитопаузы наблюдается примерно на 2 земных радиуса дальше от Земли, чем следует из модели [38]. В [26] предположили, что магни-топауза при радиальном поле имеет пулеобраз-ную форму, т.е. удаляется от Земли в подсолнечной области, но сжимается на флангах.
Впрочем, сжатие на флангах не было подтверждено в последующих работах. В частности, в [43] исследовали три события, во время которых угол 9 (угол между ММП и линией Солнце—Земля) не превышал 25°. Спутники фиксировали пересечение магнитопаузы дальше от Земли, чем это следовало из модели [38], на 3 и 7 RE, в дневной области и на флангах соответственно. В [14] представили результаты статистического анализа, который показал зависимость положения магни-топаузы от угла 9. В событиях, когда ММП направлено вдоль скорости солнечного ветра (т.е. примерно вдоль линии Солнце—Земля), магнито-пауза в среднем удаляется от Земли на 1.4 RE по сравнению с событиями, когда ММП перпенди-
кулярно скорости. В [21] исследовали воздействие на магнитосферу межпланетного разрыва, в котором угол 9 увеличивается примерно с 20 до 80°, в то время как плотность, скорость и модуль ММП меняются незначительно. Такое изменение 9 приводит к сжатию магнитосферы на несколько земных радиусов. Один из спутников THEMIS в данном событии менее чем 5 минут спустя после пересечения магнитопаузы наблюдает пересечение отошедшей ударной волны, что говорит о существенном уменьшении ширины магнитослоя, приблизительно до 1.7 RE.
Как показывают данные наблюдений [13, 40, 45] и результаты численного магнитогидродина-мического (МГД) моделирования [9, 41], отошедшая ударная волна действительно приближается к Земле вследствие радиальной ориентации ММП, хотя этот эффект заметно выражен только при малых значениях числа Маха-Альвена, MA < 5 и 9 < 20° в солнечном ветре [9]. Влияние радиального направления ММП на положение магнито-паузы в численном моделировании не исследовалось. В кинематической модели, разработанной Спрайтером с коллегами (например, [42]), давление с внешней стороны магнитопаузы рассчитывается в ньютоновском приближении из динамического давления солнечного ветра и угла наклона у0 между направлением скорости солнечного ветра и нормалью к магнитопаузе по формуле p = Kp^icos2^. В это выражение входит коэффициент К, который определяется из уравнений гидродинамики и для показателя адиабаты у = 5/3 и больших чисел Маха равен 0.881 [25, 42]. Используя локальную трехмерную МГД модель, в [35] было рассчитано течение в магнитослое для значений 9 = 20°, 45° и 90° и получено, что максимум магнитного поля вблизи подсолнечной магнито-паузы (в магнитном барьере) уменьшается при уменьшении 9. Однако давление, воздействующее на магнитопаузу, в данной работе также не оценивалось.
Важной особенностью конфигурации с радиальным полем является формирование форшока на дневной стороне перед параллельной отошедшей ударной волной. Форшок формируется за счет частиц, отраженных от фронта ударной волны, и приводит к нарастанию осцилляций магнитного поля в диапазоне Pc3.4 (например, [1]). Волны, возникшие в области форшока, впоследствии проходят через магнитослой и возбуждают соответствующие периоды колебаний внутри магнитосферы (например, [17]). С одной стороны, усиление волновой активности в магнито-слое, относительно слабое магнитное поле и возможность формирования распределения частиц, отличного от максвелловского, приводят к увеличению значения кинетических эффектов. Однако, с другой стороны, по нашим оценкам величи-
на ларморовского радиуса для плазмы магнитослоя со слабым магнитным полем 5 нТл и температурой 100 эВ равняется ~300 км. Таким образом, величина ларморовского радиуса при радиальном ММП, также как и при любом другом направлении поля, остается существенно меньше характерных размеров магнитослоя (например, ширина магнитослоя в подсолнечной области ~2 • 104 км). Поэтому представляется, что использование МГД приближения является вполне допустимым, хотя возможно требующим последующей проверки путем сравнения результатов моделирования с данными спутниковых наблюдений.
Как показывают данные спутниковых наблюдений [6, 27, 28] и результаты численного моделирования [2, 35, 39], в магнитослое вблизи дневной магнитопаузы при северном ММП формируется область с повышенным магнитным полем и пониженной плотностью, называемая или магнитным барьером [2, 4] или слоем разрежения [47]. Для обозначения границ этой области нам представляется наиболее удобным использовать определение, данное в работе [2], согласно которому магнитный барьер задается условием в < 1, где в — это отношение теплового давления плазмы к магнитному.
Величина магнитного поля в магнитослое часто сильно флуктуирует, что в некоторых случаях ставит под сомнение существование магнитного барьера. К примеру, в работе [3] авторы отмечают отсутствие магнитного барьера в событии с северным направлением ММП 18.VII.2007. Однако согласно приведенным на рис. 4 в [3] данным в солнечном ветре, доминирующей компонентой ММП является Бх. Таким образом, данное событие следует отнести к случаям радиального ММП, когда согласно численным расчетам [35] магнитный барьер может отсутствовать. При этом, хотя во время рассмотренного интервала времени ММП остается северным в солнечном ветре на удалении от магнитосферы, в подсолнечном маг-нитослое все три компоненты магнитного поля многократно меняют знак.
Как впервые отмечено в известной работе [10], наличие в плазме сильного магнитного поля может приводить к изменению уравнения состояния. Тепловое давление такой плазмы становится анизотропным. Зная функцию распределения, можно определить величину компонент давления параллельно и перпендикулярно магнитному полю (р ир±, соответственно), и изменение каждой из этих компонент будет происходить независимо друг от друга при изменении плотности и магнитного поля [10]. Спутниковые наблюдения в магнитослое (например, [5, 11, 19, 36]) показали, что функция распределения ионов действительно анизотропна, и, в большинстве случаев, перпендикулярная температура превосходит параллель-
ную. Однако наблюдаемое отношение рх/Р|| в магнитном барьере не превышает 2—3, в то время как Pi/Pjj, рассчитанное с использованием соотношений из [10], может возрастать до 8—10 [33]. Такое расхождение объясняется тем, что температурная анизотропия прирх >р приводит к росту ионно-циклотронной и зеркальной неустойчивостей, в результате чего отношение рх/Р|| ограничивается некоторой пороговой величиной, зависящей от плазменного параметра Рц = 8ярц/Б2 [19]. Используя уравнение Власова, можно показать, что ион-но-циклотронная и зеркальная неустойчивости имеют разные пороговые зависимости, поэтому доминировать будет неустойчивость с меньшей величиной порога для данного р.
Были разработаны анизотропные МГД модели для описания течения в магнитослое с учетом существования одного универсального порога [12, 15, 32] или двух разных порогов [34, 36] для ион-но-циклотронной и зеркальной неустойчивостей. Предсказанные с помощью
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.