ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2015, том 55, № 2, с. 168-175
УДК 523.62-726
МАГНИТНАЯ ДЫРА КАК ПЛАЗМЕННАЯ НЕОДНОРОДНОСТЬ В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ И СВЯЗАННЫЕ С НЕЙ ВОЗМУЩЕНИЯ
МЕЖПЛАНЕТНОЙ СРЕДЫ © 2015 г. С. А. Гриб1, С. Н. Леора2
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, г. С.-Петербург, Россия
2СПбГУ, г. С.-Петербург, Россия e-mail: sagrib@gmail.com; leora2008@mail.ru Поступила в редакцию 30.06.2014 г. После доработки 20.08.2014 г.
Рассматриваются часто наблюдаемые в потоке солнечного ветра плазменные структуры с постоянным полным давлением типа магнитных дыр. Изучается взаимодействие линейной магнитной дыры с фронтом головной или носовой ударной волны перед магнитосферой Земли, описывается возникновение быстрой ударной волны в магнитослое и смещение фронта головной волны в направлении магнитосферы Земли. Магнитная дыра в рамках МГД теории рассматривается как плазменная неоднородность, ограниченная двумя тангенциальными разрывами: передней и задней границами. На основе МГД теории нелинейных взаимодействий разрывных структур солнечного ветра с магнитной дырой показано возникновение новых автомодельных и МГД ударных волн внутри магнитной дыры. Полученные в работе результаты, свидетельствующие об изменении конфигурации магнитной дыры и смещении фронта головной ударной волны из-за возмущения со стороны солнечного ветра, во многом качественно подтверждаются наблюдениями, проведёнными ранее с помощью космических аппаратов Cluster и ACE.
DOI: 10.7868/S0016794015020054
1. ВВЕДЕНИЕ
К настоящему времени накопилось много экспериментальных данных, полученных на космических аппаратах (КА), по наблюдению макроскопического движения плазменных неоднород-ностей с низким значением величины магнитного поля по потоку солнечного ветра. Название "магнитные дыры" впервые использовалось в работе [Turner et al., 1977] в применении к изолированным тонким областям (около 10000 км), с малой величиной магнитного поля < 1у, по сравнению со средней интенсивностью 5—6у в потоке солнечного ветра. Исследования проводились на основе имеющихся данных, полученных с помощью космического аппарата Explorer 43.
Первая классификация магнитных дыр (МД) дана в работе [Burlaga and Lemaire, 1978], где к МД отнесены переносимые солнечным ветром плазменные области с низким значением магнитного поля, которое составляет менее 20% от величины магнитного поля в окружающей среде. Здесь указано также, что МД являются структурами постоянного давления (PBS).
Наиболее полная классификация МД приведена в обзоре [Tsurutani et al., 2011], где на основе анализа большого количества работ, как экспериментальных, так и теоретических, проведено раз-
деление магнитных плазменных неоднородно-стей на три группы в зависимости от параметров магнитного поля внутри них:
— MDs/MHs-структуры, которые характеризуются низкой величиной магнитного поля и изменением направления магнитного поля при переходе через их границу;
— LMDs/LMHs-структуры, "линейные магнитные дыры", в которых меняется только одна составляющая магнитного поля, в то время как вторая, перпендикулярная направлению поля, меняется незначительно (9 < 10°), в частности может равняться нулю;
— ММ-структуры (Mirror Mode structure), наблюдаемые обычно в гелиосфере, в магнитосфере Земли и в магнитосферах других планет.
Первые две структуры будем далее относить к классу МД, так как линейные магнитные дыры можно считать частным случаем MDs/MHs-структур.
ММ-структуры стоят особняком в этой классификации. Они не имеют четкой границы, изменение магнитного поля в ММ-структурах имеет квазипериодическую природу. При этом они являются, как и МД, структурами постоянного давления. Ряд авторов полагают, что они возникают в солнечной плазме при развитии зеркальной не-
устойчивости, обусловленной плазменной анизотропией Р±/Р|| > 1 + 1/Рх, где параметр в — отношение газодинамического и магнитного давлений в солнечном ветре, а индекс означает направленность по отношению к магнитному полю. Такие магнитные неоднородности чаще всего встречаются в магнитослое комет и планет, в частности, они наблюдаются в магнитослое Земли.
В упомянутом обзоре отмечается, что механизм возникновения магнитных дыр до сих пор не ясен. Это объясняется многообразием типов наблюдаемых структур, обладающих основным признаком магнитной дыры — значительным понижением величины магнитного поля. Некоторые считают, что они возникают за счет пересоединения магнитных полей. Часто их наблюдают в коротационной области взаимодействия, где быстрый поток солнечного ветра из корональной дыры догоняет предшествующий ему низкоскоростной поток, что приводит к сжатию плазмы вдоль линии взаимодействия токов. В работе [Гриб, 2013] сделано предположение, что они могут также возникнуть при распаде начального разрыва с возникновением медленных ударных волн, которые переходят затем в тангенциальные разрывы [Леденцов и Сомов, 2012].
Линейные магнитные дыры наблюдаются в солнечном ветре на различных расстояниях, в частности, на расстоянии 1 AU, то есть в непосредственной близости с земной орбитой [Xiao et al., 2010]. Отсюда возникает вопрос — какое влияние оказывает приход магнитной дыры на магнитосферу? В связи с этим представляет интерес рассмотреть взаимодействие МД с системой головная ударная волна — магнитосфера Земли и связанные с этим возмущения.
2. ЛИНЕЙНЫЕ МАГНИТНЫЕ ДЫРЫ 2.1. Наблюдения и модели
По некоторым космическим данным, 78% наблюдаемых МД ограничены разрывами, 61% из которых являются тангенциальными разрывами. Линейные МД составляют 10—30% от наблюдаемых МД, в то время как в высоких широтах это значение увеличивается до 49%. Линейные магнитные дыры часто наблюдают также в коротаци-онной области, в которой формируются ударные волны. Время прохождения МД фиксируется космическими аппаратами в пределах от 2 до 130 с, что при средней скорости солнечного ветра позволяет определить протяженность подобных неоднород-ностей порядка 2 х 104 км.
На рисунке 1а приведена типичная линейная магнитная дыра, наблюдаемая в солнечном ветре космическими аппаратами. На рисунке 1б — изотермическая МД, которая была получена в работе [Burlaga and Lemaire, 1978], как результат самосо-
гласованного решения уравнений Максвелла и Власова. Линейная магнитная дыра с такими параметрами выбрана для рассматриваемого далее модельного примера.
Как уже отмечалось, границы магнитной дыры в рамках МГД описываются стационарными тангенциальными разрывами, движущимися вместе с МД и с потоком солнечного ветра.
В ряде работ было рассмотрено взаимодействие тангенциальных разрывов с ударными волнами [Wu et al., 1993; Völk and Auer, 1974; Maynardet al., 2007, 2008; Гриб, 2013]. Показано, что тангенциальный разрыв с увеличением концентрации протонов при переходе через разрыв, сталкиваясь с головной ударной волной (ГУВ), создает быструю ударную волну, преломленную в магнитослой. При этом ГУВ смещается по направлению к магнитопаузе. Тангенциальный разрыв с уменьшением концентрации протонов при переходе через разрыв, сталкиваясь с ГУВ, создает быструю волну разрежения, преломленную в магнитослой. При этом ГУВ смещается по направлению к Солнцу.
МД можно рассматривать как структурную неоднородность, ограниченную двумя тангенциальными разрывами. Первый из них T1 работает на понижение величины магнитного поля и повышение плотности, а второй T2 — на повышение величины магнитного поля и понижение плотности. Это дает возможность изучать взаимодействие МД с головной ударной волной, а также с быстрыми ударными волнами солнечного ветра в межпланетном пространстве в рамках идеальной МГД теории.
2.2. Физическая постановка задачи
Рассматривается столкновение переносимой солнечным ветром, магнитной дыры с околоземной головной ударной волной Sb (ГУВ) и последующее проникновение МД в магнитослой (рис. 2). Межпланетное магнитное поле Hsw, вмороженное в солнечный ветер, наклонено под углом у к направлению скорости солнечного ветра Vsw и лежит в плоскости эклиптики.
Границы магнитной дыры в рамках МГД описываются стационарными тангенциальными разрывами, движущимися вместе с МД и с потоком солнечного ветра. Рассматривается плоское взаимодействие. В точке взаимодействия элемент головной ударной волны Sb аппроксимируется касательной плоскостью. Кривизна границ магнитной дыры считается большой по сравнению с размерами самой МД. Будем считать, что поверхность разрыва расположена касательно к силовым линиям межпланетного магнитного поля, то есть МД ориентирована по направлению магнитного поля, в этом случае Bn = 0.
IMP 6
Март 24, 1971
Аю = 0
IB (Y)
72
IB (Y)
10
N, cm
An n
-5 x10-9 0
+5 x10-9
75 x 104 K
40 50 60 70
Секунды после 16:33 UT
2 0 2 Z(237 км)
- 12
IH —9 2
|j|, 10 9AMP/m2
+27
0 EZ, 10-6 V/m
27
Рис. 1. Типичная линейная магнитная дыра: а — наблюдаемая космическим аппаратом (по материалам работы [Fitzen-reiter and Burlaga, 1978]); б — полученная в результате моделирования (по материалам работы [Burlaga and Lemaire, 1978]).
I
0
0
0
5
4
Взаимодействие тангенциальных разрывов с ГУВ рассматривалось в ряде работ с применением различных методов. Так, лобовое столкновение, в одномерной постановке рассматривалось в рамках задачи о распаде произвольного разрыва ^и й а1., 1993]. Метод пробного расчета и обобщенных МГД поляр использовался в работе ^ЙЬ й а1., 1996]. Численная МГД модель на основе неструктурированной адаптивной сетки применена в статье [Кйка й а1., 2009].
Задачу о столкновении МД с фронтом головной ударной волны можно рассматривать как частный случай решения задачи Римана-Кочина о распаде произвольного разрыва. Основной принцип, который используется при решении задачи о распаде произвольного разрыва, заключается в том, что сумма скачков физической величины при переходе через волну (ударную, простую или особый — контактный или тангенциальный — разрыв) должна равняться скачку этой величины на начальном разрыве. На фронте ударной волны считаем выполненными МГД уравнения Рэнкина-Гюгонио, которые при Вп = 0 примут вид:
руП + P + B-
2р о.
Рис. 2. Схема взаимодействия магнитной дыр
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.