КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2004, том 42, № 6, с. 574-584
УДК 550.385.4
ГЕОСИНХРОННЫЕ ПЕРЕСЕЧЕНИЯ МАГНИТОПАУЗЫ 29-31 ОКТЯБРЯ 2003 ГОДА
© 2004 г. А. В. Дмитриев, А. В. Суворова
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ
Поступила в редакцию 22.04.2004 г.
В период 29-31.X.2003 г. идентификация геосинхронных пересечений магнитопаузы (ГПМ) проведена по магнитным данным КА серии GOES и плазменным данным КА серии LANL. Показано, что большую часть времени размер дневной магнитосферы был сильно уменьшен под воздействием очень высокого давления, связанного с высокими скоростями и плотностями плазмы солнечного ветра, а также вследствие больших отрицательных значений Bz компоненты межпланетного магнитного поля (ММП). В течение десятков часов подсолнечная магнитопауза находилась глубоко внутри геосинхронной орбиты. Во время главной фазы и в максимуме сильных геомагнитных бурь, произошедших в рассматриваемый период, дневная магнитосфера характеризуется сильной асимметрией утро-вечер, так что ее размер в послеполуденном секторе существенно превышает размер в предпо-луденном секторе. Геомагнитные возмущения утром 30 и 31.X.2003 г. сопровождаются глобальными магнитосферными пульсациями с периодом 5-10 мин и большой амплитудой (до 0.8^в).
1. ВВЕДЕНИЕ
Во время сильных возмущений в солнечном ветре (СВ) граница магнитосферы, магнитопауза, на дневной стороне может пересекать геосинхронную орбиту, т.е. расстояние от земли до носовой точки магнитопаузы уменьшается от Я ~ 11 радиусов Земли (ЯЕ) при нормальных условиях до Я < 6.6ЯЕ. Т.о. характерный линейный размер дневной магнитосферы может уменьшаться в более чем полтора раза, а объем - более чем в 4 раза. Хорошо известно [1], что геосинхронные пересечения магнитопаузы (ГПМ) вызваны высокими давлениями СВ и/или большими отрицательными значениями Б1 компоненты межпланетного магнитного поля (ММП). Детальные исследования динамики дневной магнитопаузы вблизи геосинхронной орбиты [2, 3, 4] показывают, что и Б1 являются основными ведущими параметрами, однако их воздействие на дневную магнитосферу реализуется по-разному. В первом приближении давление солнечного ветра вызывает компрессию всей магнитосферы как целого, поэтому можно рассматривать как масштабный параметр, пропорционально уменьшающий линейные размеры всей дневной магнитосферы по степенному закону с показателем ~1/6. Магнитный эффект Б1 остается пока еще не до конца выясненным, и исследование его характеристик ведется в основном эмпирическим путем.
К настоящему времени известны следующие особенности динамики дневной магнитосферы в зависимости от ММП Бг. Дневная магнитопауза приближается к земле при повороте ММП на юг, т.е. когда Б1 становится отрицательным. Однако с
ростом величины южного ММП до некоторой величины (—20 нТл) наступает "насыщение", и уменьшение размеров дневной магнитосферы практически прекращается [5, 6, 7, 8]. При этом давление СВ, требуемое для ГПМ, оказывается в несколько раз меньше, чем при положительном Бг. Условия в СВ, необходимые для ГПМ в ближайшей к земле "перигейной" точке, могут быть представлены следующим выражением [3]:
Р™ = 21 -
16.2
1 + exp{0.2(Bz -2)}
(1)
Из этого выражения легко получить, что для больших положительных Б г давление СВ, необходимое для ГПМ, составляет = 21 нПа, а в режиме насыщения при больших отрицательных Бг < -20 нТл для ГПМ требуется давление ~ ~ 5 нПа. В режиме насыщения величина Б1 практически не играет роли и эффекты от Б = -25 нТл и, скажем, Бг = -50 нТл не отличаются, т.е. динамикой магнитопаузы главным образом управляет давление СВ. Важным следствием эффекта насыщения Бг является существование "порогового" значения давления СВ для ГПМ. В выражении (1) это пороговое значение составляет = 4.8 нПа. Меньшего давления будет уже недостаточно, чтобы "толкнуть" магнитопаузу на геосинхронную орбиту.
Другим важным свойством динамики магнитопаузы во время ГПМ является асимметрия утро-вечер [1, 2, 9], которая практически отсутствует при положительном Б1 и довольно велика при большом отрицательном Б г [4]. Для асимметричной магнитопаузы область, наиболее близкая к
Таблица 1. Эксперименты и данные, использованные в работе
КА Код Параметр Разрешение Источник данных
ACE AC ММП 16 с http //www.srl.caltech.edu/ACE/
SOHO SO Плазма СВ 1 ч http //umtof.umd.edu/pm/crn/
Geotail GE Плазма СВ ММП 1 мин 1 мин http http //cdaweb.gsfc.nasa.gov/ //cdaweb.gsfc.nasa.gov/
GOES-IQ GQ Маг. поле 1 мин http //cdaweb.gsfc.nasa.gov/
GOES-12 G2 Маг. поле 1 мин http //cdaweb.gsfc.nasa.gov/
199Q-Q95 LQ Плазма 1.5 мин http //cdaweb.gsfc.nasa.gov/
1991-Q8Q L1 Плазма 1.5 мин http //cdaweb.gsfc.nasa.gov/
1994-084 L4 Плазма 1.5 мин http //cdaweb.gsfc.nasa.gov/
LANL-97A L7 Плазма 1.5 мин http //cdaweb.gsfc.nasa.gov/
Земле, смещается к утру так, что при очень большом отрицательном Bz ее местное время около 10.00 LT. При этом требуемое для ГПМ давление СВ вблизи вечернего фланга (17.00LT) в три раза больше, чем давление вблизи утреннего фланга (07.00LT): Psw ~ 30 нПа и Psw ~ 10 нПа, соответственно. Одним из наиболее вероятных явлений, ответственных за асимметрию утро-вечер, рассматривается мощный асимметричный кольцевой ток, развивающийся во время магнитных бурь [4, 9]. Поэтому заметную асимметрию маг-нитопаузы можно ожидать на главной фазе и в максимуме сильных магнитных бурь [2].
В данной работе проведен анализ ГПМ для экстремально возмущенного периода 29-31.X.2003. К сожалению, за этот период либо отсутствуют данные с космических аппаратов (КА) по плазме солнечного ветра, либо вызывает сомнения правильность показаний приборов. В этом смысле идентификация ГПМ чрезвычайно важна для оценки реальных размеров дневной магнитосферы. Более того, ГПМ могут оказаться полезны для модельного восстановления характеристик плазмы СВ по имеющимся данным о динамике ММП. В настоящей работе проводится идентификация геосинхронных пересечений магнитопа-узы с помощью КА серий GOES и LANL, и исследуются условия в плазме солнечного ветра и ММП. Полученные данные позволяют сделать модельную оценку давления и плотности СВ в периоды ГПМ.
2. УСЛОВИЯ В МЕЖПЛАНЕТНОЙ СРЕДЕ
В период 29-31.X.2003 г. параметры межпланетного пространства измерялись на КА ACE и SOHO в точке либрации L1 и на КА Geotail вблизи дневной магнитосферы. КА Wind находился далеко в хвосте магнитосферы. Определение точных
значений параметров плазмы солнечного ветра и ММП для данного интервала довольно затруднительно вследствие ряда обстоятельств. Во-первых, в это время межпланетное пространство было заполнено экстремально интенсивными потоками солнечных космических лучей, которые оказывают на работу бортовых приборов очень сильное негативное воздействие. Во-вторых, экстремально возмущенные условия в солнечном ветре, такие как очень большие скорости и плотности плазмы, могли оказаться вне динамического диапазона нормальной работы плазменных детекторов. Как результат, в настоящий момент отсутствуют плазменные данные с минутным разрешением с КА АСЕ. Экспериментальные данные по плазме СВ и ММП, использованные в данной работе, сведены в табл. 1. Для анализа геомагнитной возмущенности на средних широтах используется 1-мин Ниндекс (http://swdcw-ww.kugi.kyoto-u.ac.jp/aeasy/index.html), который является аналогом часового Д.гиндекса.
На рис. 1 сравниваются скорость и плотность солнечного ветра, полученные на КА ОввТаИ и БОНО в период 29-31.Х.2003. Заметим, что с ~07.00 ОТ 30.x по 11.00 ОТ 31.x КА веогаИ покидает межпланетную среду и заходит в переходный слой и в магнитосферу. В это время он показывает очень низкую скорость и плотность плазмы. Однако в то время, когда ЭеогаИ находится в межпланетной среде 29-30.Х, его показания очень сильно отличаются от показаний КА БОНО. Заметим, что детекторы БОНО чувствительны к ионам в диапазоне энергий 0.3-6 кэВ/нуклон, то есть не в состоянии регистрировать скорости СВ выше ~1000 км/с [10]. Таким образом, использование плазменных данных для солнечного ветра в данный период представляется затруднительным.
В отличие от плазменных данных измерения ММП на различных КА более-менее согласуют-
м -100
н -200
w
е
-300
-400
1000
800
600
400
200
100.0
m 1 10.0
о
Q 1.0
0.1
100.00
ей С 10.00
X
тЗ 1.00
0.10
и 0.01
20
N 10
0
><
00.00 29.X
12.00 00.00 30.X 12.00 00.00 31.X
12.00
00.00
Рис. 1. Сравнение параметров плазмы СВ, измеренных вблизи земли на КА Geotail (сплошные кривые) и в точке либрации L1 на КА SOHO (штриховые линии) 29-31.X.2003 г. На нижней панели показаны координаты КА Geotail в GSM: расстояние вдоль оси X (сплошная линия) и перпендикулярно ей (штриховая линия) в радиусах Земли.
ся. Пример сравнения компонент ММП, измеренных на КА Geotail и ACE в 15.30-17.30 UT 29.X, показан на рис. 2. Временной профиль ММП с КА ACE сдвинут для наилучшего согласия на время задержки dT = 14 мин. Видна высокая корреляция временных профилей, измеренных на КА Geotail в непосредственной близости от земной магнитосферы (X ~ 20^E) и на КА ACE на расстоянии X = 230^e. Важно отметить, что такая же хорошая корреляция между ACE и Geotail наблюдается практически для всего исследуемого периода. Т.о. искажающее воздействие форшоков на магнитные данные Geotail можно считать не существенным и использовать эти данные для анализа ММП.
Если принять время задержки dT равным времени прямого пролета солнечного ветра от КА ACE до Geotail в предположении о радиальном переносе "вмороженных" в плазму структур, то с его помощью можно восстановить скорость солнечного ветра за исследуемый интервал, которая показана на рис. 3. Отметим, что в период с 09.30
ИТ 30.Х но 05.00 ИТ 31.X, когда КА Geotail находился в магнитосфере, оценки времени задержки нроводились грубо но ковариациям магнитного ноля в хвосте магнитосферы с быстрыми вариациями ММП, ноэтому в данный нериод времени ошибки в онределении скорости СВ достаточно велики. В остальное время точность нриведенных оценок скорости СВ ограничена рядом следующих факторов. Во-нервых, для экснерименталь-ных данных с 16 с и
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.