научная статья по теме ТОНКИЕ ТОКОВЫЕ СЛОИ В БЕССТОЛКНОВИТЕЛЬНОЙ ПЛАЗМЕ: РАВНОВЕСНАЯ СТРУКТУРА, ПЛАЗМЕННЫЕ НЕУСТОЙЧИВОСТИ И УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ Физика

Текст научной статьи на тему «ТОНКИЕ ТОКОВЫЕ СЛОИ В БЕССТОЛКНОВИТЕЛЬНОЙ ПЛАЗМЕ: РАВНОВЕСНАЯ СТРУКТУРА, ПЛАЗМЕННЫЕ НЕУСТОЙЧИВОСТИ И УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ»

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ, 2011, том 37, № 2, с. 137-182

КОСМИЧЕСКАЯ ^^^^^^^^^^^^^^ ПЛАЗМА

УДК 533.95

ТОНКИЕ ТОКОВЫЕ СЛОИ В БЕССТОЛКНОВИТЕЛЬНОЙ ПЛАЗМЕ: РАВНОВЕСНАЯ СТРУКТУРА, ПЛАЗМЕННЫЕ НЕУСТОЙЧИВОСТИ

И УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ

© 2011 г. Л. М. Зелёный*, Х. В. Малова***, А. В. Артемьев***, В. Ю. Попов* ***, А. А. Петрукович*

* Институт космических исследований РАН, Москва, Россия ** Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ, Россия *** Физический факультет МГУ им. М.В. Ломоносова, Россия Поступила в редакцию 15.07.2010 г.

Обзор посвящен плазменным структурам с предельно малым поперечным масштабом — тонким токовым слоям, открытым и исследованным в процессе спутниковых наблюдений, проводившихся в хвосте магнитосферы Земли в последние десятилетия. Образование тонких слоев связано с проявлением сложных динамических процессов, развивающихся в бесстолкновительной космической плазме во время геомагнитных возмущений и вблизи областей пересоединения. В статье приведен обзор моделей, описывающих тонкие токовые структуры в хвосте магнитосферы Земли. В основе этих моделей лежат представления о квазиадиабатической динамике ионов в относительно слабом магнитном поле нейтрального слоя хвоста магнитосферы, где ионы могут размагничиваться. Показано, что функция распределения ионов может быть представлена в виде функции интегралов движения частиц: полной энергии и квазиадиабатического инварианта. Рассмотрены различные модификации исходного равновесия, включающие в себя учет токов замагниченных электронов, вклад ионов кислорода, асимметрию источников плазмы и эффекты, связанные с "немаксвелловским" видом функций распределения частиц. Проведено сопоставление теоретических результатов и данных наблюдений, полученных спутниковой миссий Cluster. Исследованы различные плазменные неустойчивости, развивающиеся в тонких токовых слоях. Проведен анализ эволюции разрывной моды и найдены параметрические области, в которых возможен рост данной моды. Таким образом, на основе квазиадиабатической модели токового слоя решен парадокс полной стабилизации разрывной моды в токовых слоях с нормальной компонентой магнитного поля. Показано, что в широком диапазоне значений параметров токового слоя и направлений распространения крупномасштабных неустойчивых волн в системе могут развиваться различные модификации дрейфовых не-устойчивостей (изгибная и перетяжечная моды). На основе концепции турбулентного электромагнитного поля, образующегося в результате развития и насыщения неустойчивых волн, предложен механизм ускорения заряженных частиц в турбулентных токовых слоях и получены степенные энергетические спектры ускоренных частиц.

СОДЕРЖАНИЕ

1. ВВЕДЕНИЕ

2. ТОКОВЫЕ СЛОИ

2.1. Теоретические модели: классификация и свойства

2.2. Модели движения частиц

2.2.1. Квазиадиабатическое приближение

2.2.2. Электроны в приближении ведущего центра

2.3. Моделирование тонких токовых структур: общие уравнения

2.4. Теорема Лиувилля: проектирование функции распределения

2.5. Уравнение Грэда—Шафранова

2.6. Динамика токовых слоев

3. МОДЕЛИРОВАНИЕ КИНЕТИЧЕСКИХ ТТС: ОСНОВНЫЕ ПОДХОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ

3.1. Базовая конфигурация модели

3.2. Структура токового слоя

3.2.1. Структура ТС: диамагнитные дрейфовые токи

3.2.2. "Старение" токового слоя

3.2.3. Структура ТС: роль электростатических эффектов

3.3. Асимметричное равновесие: асимметрия источников плазмы

3.4. Влияние ионов кислорода на структуру ТТС

3.5. Многомасштабные ТС с двухтемператур-ным распределением ионов

3.6. Модель ТТС с каппа-распределением ионов по скоростям.

3.7. Вложенные многомасштабные модели ТС

Рис. 1. Схематическое изображение магнитосферы Земли. Магнитопауза (серая штриховая линия) ограничивает магнитную полость — земную магнитосферу, создаваемую дипольным магнитным полем. В центре хвостовой области магнитосферы располагается токовый слой (светло-серая заливка); стрелками обозначено направление тока ]у. Показаны места возможных локализаций нейтральных линий, на которых происходят процессы магнитного пересоединения.

4. ДАННЫЕ СПУТНИКОВЫХ НАБЛЮДЕНИЙ

5. ДИНАМИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА ТТС

5.1. Дрейфовые моды в кинетической модели ТТС

5.2. Асимметрия источников плазмы и крупномасштабные осцилляции токового слоя

5.3. Спутниковые данные о динамике токового слоя

5.4. Разрывная мода

6. УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ В ТУРБУЛЕНТНОМ ТС

7. ВЫВОДЫ

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. ВВЕДЕНИЕ

Данный обзор посвящен исследованиям свойств токовых слоев (ТС) в космической плазме, в частности тонких токовых структур, теоретическое изучение которых сегодня во многом основывается на пионерских работах известных российских ученых-теоретиков, таких как С.И. Сы-роватский [1], А.А. Галеев [2], Б.А. Тверской [3], В.П. Шабанский [4] и многих других. Благодаря спутниковым исследованиям, позволяющим проводить многоточечные измерения в магнитосфере Земли (Interball-1, 2, Cluster, THEMIS, Double Star), в последнее два десятилетия был открыт и исследован новый класс плазменных структур — сравнительно тонкие токовые слои (ТТС) с толщиной порядка одного ионного гиро-радиуса, возникающие на границах плазменных конфигураций и в областях с сильно искривленными магнитными полями. Тонкие токовые слои, как выяснилось, могут играть важнейшую роль в динамике крупномасштабных магнитоплазмен-

ных образований — магнитосфер планет и короны Солнца. В основе возмущений планетных магнитосфер (магнитные бури и суббури) и вспышек на Солнце лежат единые механизмы инициации магнитного пересоединения, в которых токовые слои играют роль аккумуляторов магнитной энергии, способных запасать, а в результате процессов пересоединения, и высвобождать энергию, нагревая частицы плазмы, создавая быстрые плазменные потоки и генерируя электромагнитные волны. Плазма, заполняющая межпланетное, межзвездное и межгалактическое пространство в космосе, как правило, сильно разрежена, поэтому в обзоре речь пойдет о токовых слоях в бесстолкновительной плазме, где характерные длины свободного пробега частиц между столкновениями много больше характерных масштабов системы.

Природным "полигоном" для исследования структуры и динамики бесстолкновительных ТС является токовый слой в хвосте магнитосферы Земли, который впервые был описан в работе Нормана Несса в 1965 г. [5]. Несс высказал предположение, что магнитосфера Земли на дневной стороне имеет форму, близкую к дипольной, а на ночной — сильно вытянута в направлении от Земли (рис. 1). В центральной плоскости, разделяющей хвост магнитосферы на две половины (доли), с утренней стороны на вечернюю течет крупномасштабный электрический ток, поддерживающий противоположно направленные магнитные поля в северной и южной долях. Главной причиной образования вытянутой магнитной конфигурации на ночной стороне является взаимодействие солнечного ветра с собственным магнитным полем Земли — магнитным диполем. Существует целый набор механизмов бесстолк-

новительного взаимодействия плазмы и вмороженного в ней межпланетного магнитного поля (ММП) с магнитосферой Земли (сформулированный Данжи, а также Аксфордом и Хайнсом, см. работу [6] и ссылки в ней), в результате которого часть момента импульса и кинетической энергии солнечного ветра передается внутрь магнитосферы. В итоге в хвосте магнитосферы устанавливается картина, напоминающая вихревую конвекцию плазмы, когда плазма в верхних широтах магнитосферы движется в направлении потока солнечного ветра, т.е. от Солнца, а плазма в центре хвоста возвращается в противоположном направлении — к Земле.

Аксфорд и Хайнс [6] предложили модель квазивязкого взаимодействия на границе магнитосферы, которая, к сожалению, не может объяснить наблюдаемую зависимость магнитосферной конвекции от параметров ММП. Более общепринятым в настоящее время является другой подход, предложенный Данжи, в котором пересоединение магнитных силовых линий ММП и поля магнитосферы Земли (чуть ниже эти процессы будут рассмотрены более подробно) являются основным источником конвекции магнитосферной плазмы. Так, движение потока, замагниченного межпланетным магнитным полем В т солнечного ветра (со скоростью Vш) приводит к генерации в магнитосфере электрического поля Е = = [Vх В т]/с. Возникающие на магнитопаузе электрические токи замыкаются токами, текущими поперек хвоста магнитосферы (с плотностью порядка 10 нА/м2), где и устанавливается крупномасштабное электрическое поле порядка 0.05— 1 мВ/м (рис. 2). Таким образом, в результате взаимодействия солнечного ветра и магнитосферы Земли на ее ночной стороне формируются вихри магнитосферной конвекции, происходит генерация системы токов и электрических полей, которые самосогласованно поддерживают вытянутую конфигурацию магнитосферы, образуя ее хвост.

Схематично структура магнитосферы Земли изображена на рис. 1. Магнитосфера Земли ограничена магнитопаузой (показана серой штриховой линией), отделяющей собственное магнитное поле Земли от магнитного поля солнечного ветра и имеющей вид расширяющегося в направлении от Земли параболоида вращения [7]. На дневной стороне дипольное магнитное поле Земли поджато давлением солнечного ветра, на ночной стороне магнитосфера сильно вытянута в виде хвоста. Ток хвоста, текущий с утренней на вечернюю сторону, замыкается токами на магнитопаузе, образуя два противоположно направленных токовых вихря, сливающихся в одном направлении в токовом слое магнитосферно-го хвоста (рис. 2). В дальнейшем мы будем применять широко используемую солнечно-

магнитопауза

северная доля

В

X X X

токовый слой

О ©В ■

южная доля

У

Рис. 2. Разрез магнитосферного хвоста в плоскости (У, ^).

магнитосферную систему координат, в которой ось х направлена от центра Земли к центру Солнца (на рис. 1, для удобства изображения, она смещена вниз относительно нуля оси г), ось г совпадает с осью вращения Земли (направление на север), а ось У образует с ними правую тройку векторов, располагаясь практически в плоскости токового слоя, причем направление оси совпадает с направлением тока "утро—вечер".

В некоторые периоды времени направление магнитного поля солнечного ветра (называемого также межпланетн

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