ФИЗИКА ПЛАЗМЫ, 2012, том 38, № 4, с. 329-344
КОСМИЧЕСКАЯ ^^^^^^^^^^^^^^ ПЛАЗМА
УДК 533.95
КИНЕТИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ ТОКОВЫХ СЛОЕВ С ШИРОМ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
© 2012 г. О. В. Мингалев*, И. В. Мингалев*, М. Н. Мельник*, А. В. Артемьев**, ***, Х. В. Малова***, **, В. Ю. Попов****, **, Шен Чао*****, Л. М. Зеленый**
* Полярный геофизический институт Кольского научного центра РАН, Россия **Институт космических исследований РАН, Москва, Россия *** Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ, Россия ****Физический факультет Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Россия ***** Center for Space Science and Applied Research (CSSAR), Пекин, Китай Поступила в редакцию 16.08.2011 г.
Проведено аналитическое и численное исследование тонких токовых слоев, на существование которых в хвосте магнитосферы Земли указывают многочисленные спутниковые измерения. Такие слои имеют толщину порядка одного или нескольких ларморовских радиусов ионов, нормальная компонента магнитного поля (Bz) в слое практически постоянна, а тангенциальная Bx и сдвиговая By компоненты зависят от поперечной координаты (z). Плотность тока в нем также имеет две самосогласованные компоненты (jx и jy соответственно), а силовые линии магнитного поля деформированы, и не лежат в одной плоскости. Для исследования таких фактически одномерных равновесных токовых конфигураций были использованы две кинетические модели — численная, основанная на методе крупных частиц, и аналитическая. Результаты расчетов показывают, что для одних и тех же входных данных могут существовать две различные моды самосогласованного сдвигового магнитного поля By, и соответственно, две конфигурации тонкого токового слоя. Для антисимметричной (относительно координаты z) моды By магнитные силовые линии закручены внутри слоя, однако профили плотности плазмы, компоненты j плотности тока и компоненты Bx магнитного поля мало отличаются от случая с магнитным полем без сдвига (By = 0). Для симметричной By моды магнитные силовые линии лежат на изогнутой поверхности, при этом плотность плазмы в слое изменяется слабо, а толщина токового слоя становится вдвое больше. Анализ зависимости структуры токового слоя от потоковой анизотропии демонстрирует существенное утоньшение слоя при уменьшении отношения тепловой и дрейфовой скоростей плазмы, что обусловлено динамикой квазиадиабатических ионов. Показано, что результаты аналитической и численной моделей хорошо согласуются друг с другом. Обсуждаются вопросы применения данной модели к описанию токовых слоев на маг-нитопаузе и вблизи областей пересоединения.
1. ВВЕДЕНИЕ
Тонкие токовые слои (ТТС) с толщиной порядка гирорадиусов ионов играют важную роль в плазменных системах разных масштабов. Многочисленные спутниковые измерения в околоземном пространстве [1, 2], лабораторные эксперименты [3, 4] и наблюдения за астрофизическими объектами [5] указывают на то, что именно эти магнитоплазменные структуры ответственны за процессы накопления и высвобождения энергии магнитного поля, такие как солнечные вспышки, магнитные бури и суббури, процессы пересоединения в космической и лабораторной плазме. Несмотря на более чем полувековую историю создания кинетических моделей токовых слоев [6], эта тематика до сих пор актуальна.
Модели токовых слоев берут свое начало с работы Харриса [7], в которой для описания токово-
го слоя в хвосте магнитосферы Земли (см. рис. 1) была предложена простая модель, учитывающая тангенциальную компоненту магнитного поля Bx (z) и соответствующую компоненту плотности тока jy (z). Здесь и далее используется так называемая солнечно-магнитосферная система координат GSM, в которой ось x направлена от центра Земли к Солнцу, ось z — с юга на север, а ось y — с утреннего сектора на вечерний (рис. 1). В модели Харриса давление плазмы предполагалось изотропным, а ток в системе поддерживался за счет диамагнитного дрейфа частиц плазмы поперек магнитного поля. В дальнейшем было сделано обобщение модели на случай двухмерных конфигураций с самосогласованными тангенциальной Bx (x, z) и поперечной Bz (x, z) компонентами магнитного поля [8—11]. Такие конфигурации опи-
Рис. 1. Схематическое изображение магнитосферы Земли, взаимодействующей с натекающим на нее потоком солнечного ветра 1. Магнитопауза 2 разделяет магнитное поле солнечного ветра и собственное магнитное поле Земли. В центральной части хвоста магнитосферы 3 располагается токовый слой, где с утренней стороны на вечернюю течет электрический ток 1 у (серый прямоугольник; показано направление тока вдоль оси у, т. е. перпендикулярно плоскости рисунка). На рисунке показано также направление крупномасштабного электрического поля Еу через хвост.
сывают широкие токовые слои с толщиной Ь много больше ионного ларморовского радиуса
Р ь.
Использование квазиадиабатических интегралов движения [12] позволило развить отдельный класс моделей с самосогласованной магнитной компонентой Вх (I) и постоянным поперечным магнитным полем Вг [13—15], описывающих тип плазменных равновесий малой толщины (Ь ~ рь) с анизотропным распределением давления. В отличие от моделей с изотропным давлением, в которых натяжение магнитных силовых линий уравновешивается градиентом давления плазмы вдоль токового слоя, в анизотропных моделях силовой баланс обеспечивается инерцией ионов, проходящих через токовый слой. При этом нормальная магнитная компонента Вг, которая в хвосте магнитосферы Земли является остаточной от дипольного магнитного поля планеты, полагается постоянной в силу медленности изменения магнитного поля в направлении х по сравнению с изменением по г. Таким образом, двухмерность модели, необходимая для поддержания баланса в изотропных моделях с нормальной магнитной компонентой, в новом классе моделей не является необходимой — они могут описывать одномерный токовый слой, в котором для поддержания силового баланса достаточно, чтобы давление плазмы было анизотропным тензором. Такие модели оказались успешными при описании тонкой структуры токового слоя в хвосте земной магнитосферы [6, 16].
Параллельно с развитием моделей двухмерных токовых слоев с ненулевой поперечной компо-
нентой магнитного поля Bz развивалась и кинетическая теория токовых слоев с нулевой нормальной компонентой магнитного поля Bz = 0 и ненулевыми компонентами: тангенциальной Bx (z) и сдвиговой (или шировой) компонентой By (z) [17, 18]. Подобные модели активно использовались для описания тонких токовых структур на границе земной магнитосферы — магнитопаузе (см., например, [19]) и токовых слоев в солнечном ветре [20]. Обзор подобных равновесий сделан в работе [21].
Долгое время упомянутые выше группы равновесий для токовых слоев не пересекались между собой (т.е. не существовало моделей с учетом компонент Bx (z) и By (z) при постоянной Bz Ф 0). Однако многочисленные данные спутниковых наблюдений указывают на существование подобных конфигураций. Так в хвосте земной магнитосферы часто наблюдаются так называемые вертикальные токовые слои (см. [22, 23]). Эти структуры представляют собой ТТС с сильной компонентой магнитного поля вдоль направления тока. При этом нормальная компонента магнитного поля не равна нулю в центре токового слоя. В окрестности Х-линий в хвосте земной магнитосферы наблюдаются другие ТТС, в которых шировая компонента магнитного поля By (z) биполярна, т.е. равна нулю в центре токового слоя и имеет максимумы разного знака вне нейтрального слоя. Такая структура самосогласованно поддерживается продольным током jx (z) (см., например, работу [24]). Аналогичные конфигурации возникают и в лабораторных экспериментах [4]. В ТТС, наблюдаемых на магнитопаузе, часто обнаруживается нормальная компонента магнитного поля, связанная с процессами пересоединения магнитных силовых линий [25]. Таким образом, задача построения и исследования моделей плазменных равновесий в токовых слоях с самосогласованными тангенциальной и сдвиговой компонентами магнитного поля {Bx (z), By (z)}, где была бы учтена также ненулевая нормальная компонента Bz Ф 0, очень важна для интерпретации имеющихся спутниковых данных.
Цель данной работы — обобщение двух взаимно дополняющих моделей анизотропных токовых слоев — аналитической, основанной на решении системы уравнений Власова—Максвелла [26] и численной, основанной на методе крупных частиц [27, 28]. В них предполагается самосогласованно учесть поперечную и продольную компоненты плотности тока jx(z), jy(z) и, соответственно, тангенциальную Bx (z) и сдвиговую By (z) компоненты магнитного поля. В частности, предполагается рассмотреть достаточно распространенный в наблюдениях случай, когда сдвиговая
компонента By является не полностью самосогласованной [29], т.е. отчасти обусловлена влиянием продольного тока в ТТС, но также устанавливается в токовом слое и за счет проникновения в хвост магнитосферы глобального сдвигового магнитного поля из солнечного ветра (в рамках модели ее величина полагается постоянной). Будет проведен сравнительный анализ полученных результатов и рассмотрены возможные пути их применения для интерпретации спутниковых наблюдений.
2. ГЕОМЕТРИЯ СИСТЕМЫ
В солнечно-магнитосферной системе координат GSM токовый слой магнитосферного хвоста можно считать практически плоским, лежащим целиком в плоскости xy. Будем предполагать, что изменение пространственных масштабов системы в направлениях x и y происходят намного медленнее, чем в направлении г. Таким образом, задача сводится к исследованию пространственно одномерных ТТС, в которых все величины зависят только от координаты г поперек слоя.
В плоских токовых слоях без сдвига магнитного поля все силовые линии лежат в плоскостях, ортогональных нейтральному слою xy. Если в системе присутствует постоянное сдвиговое магнитное поле, то плоскости с силовыми линиями наклоняются по отношению к нейтральной плоскости на один и тот же угол. В системе, где сдвиговое магнитное поле зависит от координаты г, геометрия силовых линий может принимать две основные конфигурации: с антисимметричным и симметричным относительно плоскости z = 0 магнитным полем
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.