ФИЗИКА ПЛАЗМЫ, 2015, том 41, № 2, с. 170-187
^^^^^^^^^^^^^^^^ КОСМИЧЕСКАЯ
ПЛАЗМА
УДК 533.95
МОДЕЛИРОВАНИЕ РАЗЛИЧНЫХ СЦЕНАРИЕВ РАВНОВЕСИЯ ТОНКОГО ТОКОВОГО СЛОЯ В ХВОСТЕ МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ © 2015 г. А. А. Улькин*, Х. В. Малова***, В. Ю. Попов********, Л. М. Зеленый*
* Институт космических исследований РАН, Москва, Россия ** МГУ им. М.В. Ломоносова, Научно-исследовательский институт ядерной физики, Москва, Россия *** МГУ им. М.В. Ломоносова, Физический факультет, Москва, Россия **** Финансовый университет при Правительстве Российской Федерации (Финуниверситет), Москва, Россия
e-mail: hmalova@yandex.ru Поступила в редакцию 29.05.2014 г.
Земная магнитосфера — открытая динамическая система, постоянно взаимодействующая с солнечным ветром — потоком плазмы от Солнца. Некоторые плазменные процессы в ней носят взрывной, спонтанный характер, другие развиваются достаточно медленно по сравнению с характерными временами движения плазменных частиц в ней. Крупномасштабный токовый слой в хвосте магнитосферы, как в спокойные периоды времени, так и во время геомагнитных возмущений, может находиться в почти равновесном состоянии, а происходящие с ним изменения можно считать квазистатическими. Таким образом, при некоторых условиях токовый слой магнитосферного хвоста может быть описан как плазменная равновесная система. Ее состояние зависит от разнообразных параметров, в частности, определяющих динамику заряженных частиц. Выделив основные управляющие параметры, можно провести исследование структуры и свойств токового равновесия. Настоящая работа посвящена самосогласованному моделированию равновесного тонкого токового слоя (ТТС) плазменного хвоста магнитосферы Земли, толщина которого сопоставима с ионным гирора-диусом. Исследование зависимости структуры ТТС от параметров, характеризующих динамику частиц и геометрию магнитного поля — основная цель данной работы. Построена численная гибридная самосогласованная модель ТТС, в которой натяжение магнитных силовых линий уравновешивается инерцией ионов, движущихся через слой. Динамика ионов рассматривается в квазиадиабатическом приближении, а движение электронов — в приближении проводящей жидкости. В зависимости от величин параметра адиабатичности к, определяющего характер движения частиц плазмы, и безразмерной нормальной компоненты магнитного поля bz рассмотрены следующие сценарии: А) параметр адиабатичности пропорционален энергии частиц; bz = const; Б) энергия частиц фиксирована, при этом параметр адиабатичности пропорционален bz. Исследована структура токового слоя и динамика частиц в нем в зависимости от изменения параметров к и bz. Показано, что в первом сценарии с ростом параметра адиабатичности толщина токового слоя уменьшается вследствие уменьшения гирорадиусов ионов. Соответственно уменьшается радиус кривизны магнитных силовых линий, а это приводит к росту вклада дрейфовых электронных токов вблизи нейтральной плоскости z = 0. Численными расчетами продемонстрировано, что токовые равновесия могут существовать в области 0.05 < к < 0.7. При к ~ 0.7 вклад электронных дрейфовых токов в полную плотность тока много больше по сравнению с вкладом ионов; движение последних приобретает хаотический характер. При еще ббльших значениях параметра равновесных решений в рамках данной одномерной модели не найдено. Таким образом, значение параметра к = 0.7 оказалось верхней границей применимости квазиадиабатической модели токового слоя. В сценарии Б изменение параметра к в сторону увеличения приводит к появлению в токовом слое большого количества квазизахваченных ионов, вследствие чего токовый слой утолщается, а амплитуда плотности тока уменьшается. В результате равновесные решения существуют в гораздо более узкой параметрической области 0.05 < к < 0.25. Обсуждаются последствия существования параметрических границ равновесных решений для ТТС в реальных геомагнитных условиях.
DOI: 10.7868/80367292115010059
1. ВВЕДЕНИЕ
Земля, как и другие планеты Солнечной системы, находится в сверхзвуковом потоке плазмы — солнечном ветре. Потоки плазмы с вмороженным межпланетным магнитным полем (ММП)
непрерывно исходят из верхней атмосферы Солнца и подходят к Земле со скоростями ~ 300-1000 км/с, температурами Тш ~ 10— 50 эВ, плотностью ~ 1-10 см-3. В результате взаимодействия солнечного ветра с собственным
солнечный ветер
магнитопауза
хвост магнитосферы
X
Рис. 1. Схематическое изображение магнитосферы Земли, где показана граница магнитосферы — магнитопауза (токовый слой, экранирующий магнитосферу от ММП), обдуваемая солнечным ветром, и сол-нечно-магнитосферная система координат, начало которой располагается в центре планеты. Центральная часть хвоста магнитосферы, где силовые линии магнитного поля сильно вытянуты, занята плазменным (показан светло-серым цветом) и токовым (темно-серый цвет) слоями. Показано направление крупномасштабного электрического поля Еу и тока 1у в хвосте.
магнитным полем Земли, имеющим дипольную форму, вокруг планеты образуется магнитосфера, схематически представленная на рис. 1. Магнитопауза — граничный токовый слой толщиной в несколько сотен километров — экранирует ММП от геомагнитного поля. Взаимодействие солнечного ветра с магнитосферой приводит к сжатию магнитного поля на дневной стороне и вытягиванию магнитных силовых линий на ночной стороне. Вытянутая в антисолнечном направлении часть магнитосферы называется магнитосферным хвостом [1]. Вязкое взаимодействие обтекающего потока солнечного ветра с магнитосферной плазмой приводит к ее увлечению солнечным ветром и движением в антисолнечном направлении вдоль магнитопаузы.
В экваториальной плоскости хвоста располагается плазменный слой, плотность плазмы в котором составляет примерно 0.5—1.0 см-3 [2]. Величина поперечной (или 01, нормальной) магнитной компоненты Bz в плазменном слое в среднем равна нескольким нТ. Предполагается, что Bz частично определяется магнитным диполем Земли, а частично поддерживается за счет тока в магнитосферном хвосте [2]. Здесь и далее используется общепринятая солнечно-магнито-сферная система координат GSM, где ось X направлена из центра Земли к Солнцу, ось Z — вдоль магнитного диполя Земли, а ось Y — с утренней на вечернюю сторону (см рис. 1). С утренней на вечернюю сторону в хвосте магнитосферы протекает крупномасштабный электрический ток J ~ 10 нА/м2, который поддерживает
тангенциальное магнитное поле Вх. Величина тангенциальной компоненты Вх на краях токового слоя может составлять 20—40 нТ. В нейтральной области, вблизи плоскости г = 0, магнитная компонента Вх близка к нулю, поэтому величина магнитного поля определяется только лишь малой поперечной компонентой Вг .
Причиной возникновения тока и крупномасштабного электрического поля в хвосте, как предполагают, является обтекание магнитосферы потоком солнечного ветра, что может приводить к разделению зарядов на утренней и вечерней сторонах магнитопаузы, генерации электрического поля и формированию системы токов, которые замыкаются токами поперек хвоста магнитосферы. В хвосте устанавливается крупномасштабное электрическое поле Еу величиной 0.05— 1 мВ/м. Таким образом, в результате взаимодействия солнечного ветра и магнитосферы Земли происходит генерация системы токов и электрических полей, которые самосогласованно поддерживают вытянутую структуру магнитосферно-го хвоста [1, 2].
Под действием электрического поля в плазменном слое хвоста магнитосферы происходит конвекция, т.е. все частицы плазмы дрейфуют по направлению к Земле со средней скоростью V х = сЕУ1Вг. По сравнению с характерными скоростями частиц в хвосте магнитосферы (~105— 106 м/с), скорость их дрейфа к Земле мала (Vх ~ ~ 104 м/с). В процессе движения через хвост частицы плазмы ускоряются и нагреваются электрическим полем. Так часть плазменной популяции в процессе конвекции к Земле может ускориться от десятков эВ до 20—50 кэВ. На расстояниях порядка 7—8 ЯЕ от планеты конвек-тирующие потоки сталкиваются с областью сильного дипольного поля и, благодаря градиентному дрейфу, обтекают Землю с обеих сторон, возвращаясь к дневной магнитопаузе. Полный цикл конвекции составляет в среднем несколько часов и зависит от состояния солнечного ветра.
Плазменный слой может пополняться заряженными частицами различными путями. Например, плазма солнечного ветра с энергиями частиц порядка десятков эВ, благодаря процессам пересоединения на магнитопаузе между магнито-сферным полем и ММП, могут попадать непосредственно в дальнюю область магнитосферного хвоста, а потом вместе с конвективным течением к Земле распределяться вдоль всего протяжения хвоста, ускоряясь в процессе движения. Другой способ пополнения плазменного слоя связан с глобальными геомагнитными возмущениями — суббурями, когда из ионосферы Земли (ионози-рованного слоя верхней атмосферы) в плазменный слой приходят потоки относительно холод-
ной плазмы с энергиями ~100 эВ, причем в составе плазмы, наряду с протонами и электронами, присутствуют относительно тяжелые ионы кислорода О+.
В спокойные магнитосферные периоды токовый слой (ТС) в хвосте представляет собой относительно толстую конфигурацию толщиной
L ~ (1.0-1.5) х 104 км, что много больше характерных ионных гирорадиусов рg ~ (5-10) х 102 км. При этом нормальное магнитное поле Bz в центре ТС может быть меньше или сопоставимо с величиной тангенциального поля Bx на границе слоя. Благодаря спутникам ISEE-1, 2, 3 и Geotail, в 1990-е годы были открыты и исследованы другие токовые структуры, существование которых было предсказано за несколько десятилетий до этого [3], — тонкие токовые слои (ТТС) толщиной порядка одного или нескольких ионных гирорадиусов (от 250 до 2000 км [4]). Такие слои формируются в хвосте магнитосферы во время суббурь в результате глобальных геомагнитных процессов, приводящих к утоньшению сравнительно толстого токового слоя. Время формирования ТТС относительно медленное по сравнению с характерным временем движения частиц плазмы через слой и занимает от 15 минут до 2 часов. Отношение величины нормальной магнитной компоненты Bz в нейтральной плоскости (z = 0) к тангенциальной комп
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.