УДК 550.383
ТОЛЩИНА НИЗКОШИРОТНОГО ПОГРАНСЛОЯ ПРИ РАЗНЫХ УРОВНЯХ ФЛУКТУАЦИЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В МАГНИТОСЛОЕ
© 2015 г. С. С. Знаткова1, Е. Е. Антонова1, 2, М. С. Пулинец1, И. П. Кирпичев2, М. О. Рязанцева12
Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, г. Москва 2Институт космических исследований РАН, г. Москва e-mails: svetlana.znatkova@yandex.ru, elizaveta.antonova@gmail.com Поступила в редакцию 08.04.2015 г.
Рассмотрен вопрос о роли высокого уровня флуктуаций в магнитослое магнитосферы Земли в процессе проникновения плазмы внутрь магнитосферы и формирования низкоширотного по-гранслоя (LLBL) на примере событий 1 и 5 ноября 2007 г. с использованием данных наблюдений на спутнике THEMIS-A. Во время отобранных пересечений низкоширотного погранслоя спутник проводил измерения за квазипараллельной и квазиперпендикулярной ударными волнами. В качестве параметра, отражающего уровень флуктуаций в магнитослое, выбран угол между направлением магнитного поля в солнечном ветре и нормали к магнитопаузе ©Bn. Показано, что при малом угле ©Bn и высоком уровне турбулентности в магнитослое наблюдается толстый низкоширотный по-гранслой. При большом угле ©Bn толщина слоя уменьшается. Обсуждены возможные механизмы формирования толстого LLBL.
DOI: 10.7868/S0016794015050211
1. ВВЕДЕНИЕ
При переходе через околоземную ударную волну происходит существенная модификация параметров плазмы солнечного ветра, возникает турбулентный магнитослой. Проникновение плазмы магнитослоя через магнитопаузу внутрь магнитосферы приводит к заполнению магнитосферы частицами солнечного ветра. На высоких широтах образуется плазменная мантия, на низких — низкоширотный погранслой (LLBL — Low Latitude Boundary Layer). В LLBL происходит перемешивание плазмы магнитослоя с плазмой плазменного слоя и окружающего Землю плазменного кольца (MPR — magnetospheric plasma ring [Antonova et al., 2011, 2013; Антонова и др. 2012]). Изучение LLBL позволяет прояснить процессы передачи массы, импульса и энергии из магнитослоя внутрь магнитосферы, и тем самым, определить характер взаимодействия плазмы солнечного ветра и магнитосферы Земли.
Было предложено несколько теорий проникновения плазмы в LLBL, основанных на анализе данных приборов, установленных на спутниках, пересекавших LLBL. Одной из доминирующих является теория формирования LLBL в результате пересоединения силовых линий магнитного поля при ламинарном течении плазмы. Однако эта теория встретилась с определенными трудностями. Так, например, не удавалось объяснить экспериментально измеренную зависимость тол-
щины LLBL [Mitchell et al, 1987] от компоненты BZ межпланетного магнитного поля [Sandahl, 1999].
Картина поведения параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое существенно отличается от картины распределения поля и плазмы вблизи магнитопаузы, постулируемой в моделях пересоединения на магнитопаузе. Магнитослой является чрезвычайно активной областью, наполненной различными волновыми модами, свойства которых содержат информацию о набегающем потоке солнечного ветра и которые ответственны за перенос и перераспределение энергии и импульса внутри магнитослоя [Shevyrev et al., 2005 и ссылки в данной работе]. Вариации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое могут достигать значительных величин и наблюдаются в широком диапазоне временных масштабов [Sibeck et al., 2000; Застенкер, 2008]. В работах [Safrankova et al., 2009; Пулинец и др., 2012; Pulinets et al., 2014] показано, что вблизи магнитопаузы направление магнитного поля плохо коррелирует с направлением магнитного поля в солнечном ветре, включая изменение знака. В работе [Zastenker et al., 2002] показано, что с ростом уровня вариаций в солнечном ветре уровень вариаций в магнитослое также растет. Но высокий уровень флуктуаций наблюдается даже при стабильных параметрах солнечного ветра. Поэтому существование таких флуктуаций необходимо учитывать при рассмотрении процессов
проникновения плазмы солнечного ветра через магнитопаузу.
В работе [Россоленко и др., 2008] было показано, что амплитуда флуктуаций магнитного поля в магнитослое может превышать значение магнитного поля под магнитопаузой вблизи каспа. При таких флуктуациях может возникать локальное спорадическое нарушение баланса магнитного и плазменного давления, что приведет к проникновению плазменных струй внутрь магнитосферы. Откуда следует предположение о зависимости толщины наблюдаемого под магнитопаузой на низких широтах ЬЬБЬ от уровня флуктуаций в магнитослое — увеличение толщины ЬЬБЬ с ростом уровня флуктуаций в магнитослое.
Исследование потоков ионов в магнитослое
привело авторов работы [№теСек й а1., 2001] к выводу о практически постоянном существовании высокого уровня флуктуаций за квазипараллельной ударной волной и увеличении уровня флуктуаций при приближении к магнитопаузе и при радиальном межпланетном магнитном поле (ММП). Близкие выводы были получены в работах [8Иеуугеу е! а1., 2005, 2006], где говорилось о сильной зависимости уровня турбулентности в магни-тослое от угла 9Бп. За квазипараллельной ударной волной наблюдались различные типы МГД-волн и возрастание вариаций потоков ионов и магнитного поля. С другой стороны, за квазиперпендикулярной ударной волной наблюдалось возбуждение зеркальной моды в середине магнитослоя и вблизи магнитопаузы [СЫ8Иаш е! а1., 1999].
В ходе исследований турбулентного магнито-слоя были выделены высокоскоростные плазменные струи, динамическое давление в которых может превышать динамическое давление в солнечном ветре [Ата!а е! а1., 2011; Р^Ъке е! а1., 2013; КайтаЪаШ е! а1., 2014]. Такие струи формируются за квазипараллельной ударной волной, и приводят к возникновению сильных флуктуаций магнитного поля и параметров плазмы в магнитослое и на магнитопаузе, возбуждению волн на магни-топаузе. Существование таких струй за квазипараллельной ударной волной должно существенно сказываться на формировании ЬЬБЬ.
Толщина ЬЬБЬ при использовании данных наблюдений на одном спутнике определяется в момент пересечения слоя спутником. При этом не всегда удается одновременно определить уровень флуктуаций в магнитослое, но в большинстве случаев имеется информация о направлении магнитного поля в солнечном ветре. При этом можно в качестве индикатора уровня турбулентности в магнитослое во время изучаемого пересечения использовать угол между нормалью к головной ударной волне и направлением межпланетного магнитного поля (9Бп). Методика определения угла 9Бп описана в работе [8Иеуугеу е! а1., 2005]. Ри-
Рис. 1. Схема определения угла ©вп для двух флангов магнитослоя. SW — солнечный ветер, В — магнитное поле в солнечном ветре, FS — форшок, М^ и М^ 11 — магнитослой за квазиперпендикулярной и квазипараллельной ударной волной.
сунок 1 поясняет процедуру определения 9Bn — угла между нормалью к ударной волне и направлением магнитного поля в солнечном ветре. Если 9Bn > 45°, то ударная волна называется квазиперпендикулярной, если 9Bn < 45°, то — квазипараллельной.
Если гипотеза о возрастании толщины LLBL при увеличении флуктуаций в магнитослое верна, то при больших углах 9Bn должен наблюдаться тонкий LLBL, в связи с малыми флуктуациями в магнитослое за квазиперпендикулярной ударной волной. При малых углах 9Bn должен будет наблюдаться толстый LLBL, учитывая сильные флуктуации в магнитослое за квазипараллельной ударной волной.
В работе исследуются два пересечения LLBL спутником THEMIS-A 5 ноября 2007 года с 09:10 до 09:20 UT и 1 ноября 2007 года с 08:23 до 08:34 UT Первое — за квазипараллельной ударной волной, второе — за квазиперпендикулярной. Используются параметры плазмы, измеряемые прибором ESA, и параметры магнитного поля, измеряемые прибором MGF (http://www.nasa.gov/mission_pages/themis/). Параметры солнечного ветра брались со спутника WIND с учетом времени распространения плазмы и магнитного поля до спутника THEMIS-A (http://www.nasa.gov/mission_pages/wind).
0 -
10 -
2007-11-05/06-12
2007-11-05/06-12
2007-11-05/06-12
20 10 0 -10 -20 20 10 0 -10 -20 -30 -20 -10 0 10 GSM-X GSM-X GSM-X
Рис. 2. Орбиты спутников THEMIS 5 ноября 2007 года с 06:00 до 12:00 UT.
2. МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ УГЛА 0BN
На схеме, показанной на рисунке 1, магнитное поле наклонено под углом 45° к линии Солнце-Земля и лежит в плоскости эклиптики. В зависимости от участка ударной волны угол 9Bn между нормалью к ее фронту и магнитным полем будет меняться. Область форшока в солнечном ветре отмечена горизонтальной штриховкой и занимает все пространство между касательной к ударной волне и самим фронтом ударной волны. Для примера в двух местах (на утреннем и вечернем флангах) изображены нормали к фронту и углы 9Bn. Очевидно, что при такой ориентации на тех участках ударной волны, которые находятся в верхней полуплоскости (перед вечерним флангом магнитослоя) угол 9Bn будет больше 45°, т.е. эти участки будут находиться за квазиперпендикулярной ударной волной, а на участках перед утренним флангом (нижняя полуплоскость) угол 9Bn будет меньше 45° и они окажутся соответственно за квазипараллельной ударной волной. Области магнитослоя за квазипараллельной ударной волной отмечены горизонтальной штриховкой, а области магнитослоя за квазиперпендикулярной волной - вертикальной штриховкой.
Ориентация магнитного поля в солнечном ветре в среднем соответствует спирали Паркера и вблизи орбиты Земли ее наклон составляет около 45° градусов, что соответствует рассмотренному на рисунке 1 случаю. Однако как величина, так и направление магнитного поля не статичны и могут изменяться в отдельных событиях в весьма широких пределах.
Методика определения угла 9Bn [Shevyrev et al., 2005] состоит в следующем:
В начале координаты спутника нормируются на расстояние Ds до подсолнечной точки магни-топаузы и поворачиваются для учета орбитально-
го движения Земли. Ориентация межпланетного магнитного поля, а также параметры межпланетной среды для вычисления величины Бз берутся из измерений одного из мониторов солнечного ветра, сдвинутых на время распростране
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.