научная статья по теме ФОРМИРОВАНИЕ КВАЗИОДНОМЕРНОГО ТОКОВОГО СЛОЯ В ЛАБОРАТОРНОЙ И МАГНИТОСФЕРНОЙ ПЛАЗМЕ Физика

Текст научной статьи на тему «ФОРМИРОВАНИЕ КВАЗИОДНОМЕРНОГО ТОКОВОГО СЛОЯ В ЛАБОРАТОРНОЙ И МАГНИТОСФЕРНОЙ ПЛАЗМЕ»

ДИНАМИКА ^^^^^^^^^^^^^^^^ ПЛАЗМЫ

УДК 533.95

ФОРМИРОВАНИЕ КВАЗИОДНОМЕРНОГО ТОКОВОГО СЛОЯ В ЛАБОРАТОРНОЙ И МАГНИТОСФЕРНОЙ ПЛАЗМЕ © 2015 г. Е. В. Юшков, А. Г. Франк*, А. В. Артемьев**, А. А. Петрукович**, И. Ю. Васько**

МГУ им. М.В. Ломоносова, Физический факультет, Москва, Россия * Институт общей физики им. А.М. Прохорова РАН, Москва, Россия ** Институт космических исследований РАН, Москва, Россия e-mail: yushkov. msu@mail.ru Поступила в редакцию 22.05.2014 г.

Проведен анализ процесса формирования двухмерного токового слоя в лабораторном эксперименте на установке TC-3D. Представлено сравнение результатов, полученных в рамках лабораторного эксперимента, и спутниковых наблюдений токового слоя в хвосте земной магнитосферы. Изучена продольная и поперечная структуры токового слоя, а также эволюция его конфигурации в процессе сжатия вдоль направления нормали к поверхности слоя. Показано, что в обеих конфигурациях (в лабораторных и спутниковых экспериментах) структура токового слоя обладает рядом общих особенностей: одинаковые безразмерные пространственные масштабы, распределение вдоль слоя нормальной к слою компоненты магнитного поля, зависимость амплитуды плотности тока от амплитуды нормальной компоненты магнитного поля. Проведенное сопоставление дает возможность сделать ряд предположений о структуре и динамике токового слоя хвоста земной магнитосферы на основе результатов лабораторного эксперимента. Так, из данных лабораторного моделирования следует, что формирование тонкого слоя на расстояниях x —15RE в хвосте земной магнитосферы должно сопровождаться ростом амплитуды тангенциальной компоненты магнитного поля B0 (RE — радиус Земли). При этом в квазистационарном состоянии величина B0 растет в направлении от Земли. Критическим значением амплитуды плотности тока в системе, по всей вероятности, является

величина j0 = eNe-J 27]/т(-, где Ne — концентрация электронов, а ^Tj/m, — тепловая скорость ионов. Амплитуда тока не может существенно превосходить данную величину. Как следствие, толщина токового слоя не может быть существенно меньше ионного ларморовского радиуса или ионной инерционной длины.

DOI: 10.7868/S0367292115010060

1. ВВЕДЕНИЕ

В космической плазме можно выделить три основных состояния, в которых находятся самосогласованные конфигурации, содержащие токи заряженных частиц и генерируемые ими магнитные поля. Условное разделение проводится по основному запасу энергии системы. Так, во внутренних магнитосферах планет с сильным магнитным полем [1] и в магнитосферах пульсаров [2] основная энергия содержится в магнитном поле, в то время как заряженные частицы плазмы отвечают за создания относительно слабых токов, деформирующих конфигурацию магнитного поля. Классическим примером такой системы являются радиационные пояса планет [3] и внутренние магнитосферы звезд с сильным собственным полем [4]. Напротив, в слабозамагниченном потоке звездного (солнечного) ветра основная энергия сосредоточена в кинетическом направленном движении частиц. Как следствие, ключевой структурой для таких систем являются ударные волны, позволяющие трансформировать эту

энергию в тепловую энергию плазмы и в энергию магнитного поля [5, 6]. В системах третьего типа существенная часть энергии содержится в тепловой энергии частиц плазмы. В этом случае токи заряженных частиц достаточно сильны, чтобы создавать магнитное поле, самосогласованно поддерживающее квазистационарные конфигурации плазмы. Классическим примером таких конфигураций являются токовые слои, наблюдаемые в солнечной короне [7, 8], в магнитосферах всех планет солнечной системы [1], в магнитосферах комет [9] и в магнитосферах спутников планет [10]. В случае наличия внешних источников энергии (потоки плазмы в солнечной короне, солнечный ветер для планетарных магнитосфер), формирование токовых слоев можно считать примером классического процесса самоорганизации в открытой системе [11]. При этом динамика слоев и их разрушение обеспечивает перекачку энергии с пространственных масштабов, характерных для токовых слоев, на существенно меньшие (см. обзор [12]). Аналогичная ситуация имеет

место и в системах второго типа, с доминированием кинетической энергии направленного движения, где формирование и динамика токовых слоев может быть ответственна за возникновение турбулентного спектра на масштабах, меньших ионного гирорадиуса [13]. Однако наиболее важную роль токовые слои играют именно в системах с доминированием тепловой энергии плазмы, таких как хвосты планетарных магнитосфер. В этом случае генерация токов позволяет создать магни-топлазменные конфигурации, дальнейшее разрушение которых является первичным источником ускорения нетепловой популяции частиц и развития крупномасштабной перестройки топологии магнитного поля в существенной части магнитосферы — так называемые магнитосферные суббури (см. [14, 15]).

Особенностью токовых слоев, формирующихся в планетарных магнитосферах и в солнечной короне, является существенное разделение пространственных масштабов поперек токового слоя (вдоль основного направления неоднородности системы) и вдоль магнитного поля. Так, характерным поперечным масштабом токового слоя является ионный гирорадиус (или ионная инерционная длина, сопоставимая с гирорадиусом иона из-за соблюдения баланса теплового давления и давления магнитного поля в системе, см. обзор [16] и цитированную литературу). Продольный масштаб токовых слоев, как правило, превосходит их поперечный масштаб на один-два порядка (см. оценки, сделанные для токового слоя магнито-сферного хвоста Земли в работе [17]). Таким образом, с точки зрения спутникового эксперимента представляется крайне сложным одновременное исследование распределений параметров системы поперек и вдоль токового слоя. Новейшие многоспутниковые миссии позволяют получить исчерпывающую информацию отдельно о поперечной структуре слоя (см. [18—21]) или о продольной структуре слоя [22]. В редких случаях удачной конфигурации спутников и соотношения продольного и поперечного масштабов удается определить одновременное распределение токов и полей вдоль и поперек токового слоя [23]. При этом именно продольная структура токовых слоев остается наименее изученной, так как требует проведения одновременных спутниковых измерений на больших масштабах. В результате основная имеющаяся на данный момент информация о продольной структуре токового слоя магнитосферы Земли накоплена за многие годы наблюдений с помощью спутников, пересекающих токовый слой на разных расстояниях от планеты [24, 25]. Такая информация дает представление об усредненном по большому интервалу времени распределении параметров системы, но не позволяет исследовать продольную структуру токового слоя одновременно с его поперечной структурой.

При этом именно структура слоя, квазистационарная на временах порядка десятков минут и существенно меняющаяся за часы, определяет его динамические свойства. Таким образом, одновременные спутниковые измерения параметров слоя на разных расстояниях от планеты представляют высокий интерес. Отсутствие повторяемости внешних условий и высокая динамичность токового слоя земной магнитосферы не позволяет получить информацию о его продольной структуре с необходимой степенью детализации. Данные недостатки являются естественными для неконтролируемого космического эксперимента, и именно этих недостатков лишен эксперимент лабораторный. Возможность контролировать параметры эксперимента, многократно воспроизводить изучаемые явления и хорошая повторяемость результатов делает лабораторное моделирование космических маг-нитоплазменных конфигураций эффективным и перспективным инструментом исследования токовых слоев магнитосфер планет.

История лабораторного моделировании маг-нитосферной плазмы берет свое начало с работы Кристиана Биркиленда [26], эксперименты которого по обдуванию "тереллы" потоками плазмы в 1908 году позволили сделать существенный шаг в понимании физики полярных сияний. С развитием космических исследований на искусственных спутниках Земли в начале 60-х годов появилась существенно более богатая информация о крупномасштабной структуре магнитосферы и, как следствие, возникла потребность воспроизвести данную структуру для детального исследования в лабораторных установках. Обзор [27] дает относительно полное представление о лабораторном моделировании магнитосферы и, в частности, ударной волны в рамках экспериментов конца 50-х—60-х годов.

Основные трудности, возникающие при лабораторном изучении космических плазменных систем, — это колоссальное различие в пространственных масштабах и наличие столкновений в лабораторной плазме, что ограничивает возможности моделирования бесстолкновительной космической плазмы. Вместе с тем, изучение астрофизических явлений в лабораторных условиях оказывается возможным в рамках "ограниченного моделирования" [28]. Действительно, в экспериментах 60-х годов удалось воспроизвести крупномасштабную структуру хвостовой области магнитосферы с токовым слоем и областью магнитного пересоединения на ночной стороне, эффекты ослабления дипольного магнитного поля токами плазмы и формирование магнитосфер-ного хвоста. Удалось показать, что основным механизмом проникновения плазмы в магнито-сферный хвост является столкновительная диффузия, которая может эффективно моделиро-

вать вязкое взаимодействие солнечного ветра с магнитопаузой (границей магнитосферы).

В последующих работах по лабораторному моделированию космической плазмы можно выделить несколько направлений. Так, структура внутренней магнитосферы с формированием токовых систем и высыпанием частиц в аврораль-ную область исследовалась в работах [29—31]. Крупномасштабная структура магнитосферы с воспроизведением в общих чертах ударной волны, магнитопаузы, магнитосферного хвоста и области магнитного пересоединеня на ночной стороне магнитосферы была промоделирована в работах [32—34]. При этом была определена структура магнитосферного хвоста при различных направлениях межпланетного магнитного поля [33] и наблюдалось образование плазменных потоков [34]. Доказана существенная роль эффекта Холла

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

Пoхожие научные работыпо теме «Физика»