ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2014, том 54, № 4, с. 485-488
УДК 537.811
НИЗКОШИРОТНЫЕ ВАРИАЦИИ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ НА ЗЕМЛЕ, ВЫЗВАННЫЕ ВОЗМУЩЕНИЯМИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
© 2014 г. Е. С. Беленькая, Д. А. Парунакян, И. И. Алексеев, В. В. Калегаев, М. С. Блохина, М. С. Григорян
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ им. М.В. Ломоносова, г. Москва e-mail: elena@dec1.sinp.msu.ru Поступила в редакцию 05.07.2013 г. После доработки 16.12.2013 г.
В рамках актуального вопроса о влиянии скачка давления солнечного ветра на возмущения в магнитосфере Земли особое место занимают события с большими градиентами скорости и плотности. В работе рассматривается вызванное ими изменение тока на дневной магнитопаузе и соответствующее усиление магнитного поля в низкоширотной магнитосфере. Исследуется переходный процесс, сопровождающий перестройку магнитосферы под влиянием возмущения параметров солнечного ветра. Получено аналитическое выражение, позволяющее оценить увеличение северной компоненты низкоширотного магнитного поля магнитосферы в переходной токовой системе ("переходном кольцевом токе") в зависимости от начальных значений скорости и плотности солнечного ветра и их возмущений.
DOI: 10.7868/S0016794014040087
1. ВВЕДЕНИЕ
События, связанные с резким изменением давления солнечного ветра интенсивно изучаются в последние годы (обзор типичных вариаций параметров солнечного ветра дан, например, в работе Zastenker [2007]). Ша2ап18еуа й а1. [2005] исследовали резкие (<10 мин) и значительные (>20%) изменения потоков ионов солнечного ветра за 1996—1999 гг., не связанные с ударными волнами. Только в 55% случаев на резких границах выполнялось условие сохранения баланса давления (теплового и магнитного). Эти случаи могли представлять собой тангенциальные разрывы (или структуры похожие на них). В литературе известны события, когда скачок динамического давления солнечного ветра был вызван только скачком плотности с неизменными остальными параметрами. Такими событиями являлось большинство рассмотренных в Ша2аПхеуа et а1. [2005] случаев мелко- и средне-масштабных структур с резкими границами. Длительность импульсов солнечного ветра достигает нескольких часов, а длительность фронтов порядка десятков минут. ЭаИп et а1. [2002] также отмечали, что большинство случаев очень резкого роста давления солнечного ветра (от секунд до минут) связано с ростом плотности и что баланс давлений чаще всего не выполняется. Таким образом, в солнечном ветре при распространении к Земле развиваются нестационарные структуры, вызывающие сильные возмущения в магнитосфере
(движения магнитопаузы и вариации магнитного поля). Авторы подчеркивали, что <10% случаев резкого возрастания давления связано с ударными волнами. События, при которых происходит только изменение скорости при неизменных остальных параметрах солнечного ветра, очень редки. Они не относятся к CIRs (коротирующим взаимодействующим потокам) или к CMEs (коро-нальным выбросам массы). Структура межпланетных корональных выбросов массы исследована, например, в работе [Sharma and Srivastava, 2012].
Pulkkinen et al. [2008] отмечали, что большая скорость солнечного ветра приводит к большей активности в ионосфере и что величина скорости играет большую роль, чем азимутальная компонента электрического поля. Согласно наблюдениям при резких изменениях давления скорость распространения фронта возмущения в магнитосфере больше, чем в солнечном ветре (что свидетельствует о волновом характере процесса в магнитосфере).
Разрывы в солнечном ветре связаны с изменением давления. Полное давление psw складывается из трех частей: импульса потока плотности nswmswVs2w (динамического давления), теплового
давления n!iwkT!iw и магнитного давления B2sw/2ц0, где nw — плотность заряженных частиц, в основном, протонов (альфа частицы, плотность которых ~1/25 от плотности протонов, здесь не учитываются), mw — масса заряженных частиц (масса
486
БЕЛЕНЬКАЯ и др.
протона тш = 1.67 х 10 27 кг), У5М, — скорость потока солнечного ветра, к = 1.38 х 10-23 Дж К-1 — постоянная Больцмана, Т^, — температура заряженных частиц солнечного ветра, ц0 = 4я х 10-7 Гн м-1 — магнитная проницаемость вакуума, Б,м —величина магнитного поля солнечного ветра (ММП). В солнечном ветре превалирует первый член. В настоящей работе мы рассмотрим, как скачок каждого из параметров солнечного ветра, входящих в динамическое давление, влияет на низкоширотное возмущение магнитного поля в магнитосфере.
2. ВОЗМУЩЕНИЕ НИЗКОШИРОТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ В МАГНИТОСФЕРЕ ПОД ДЕЙСТВИЕМ СКАЧКОВ ПЛОТНОСТИ И СКОРОСТИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
В работах Беленькой [1998, 2002] и Ве1епкауа [2001] рассчитаны токи на подсолнечной магни-топаузе, созданные ионами магнитошиса/сол-нечного ветра и магнитосферы. Это представление позволяет определить усиление тока ионов солнечного ветра 8/^, под действием скачков плотности 8пш и скорости 8 У5М.. Изменение максимальной объемной плотности тока можно представить в виде:
З/™ = (е/п)[(п™ + 8п™)( + 8^)- =
= (е/п)пшКЛ( 1 + 8пш/пш)( 1 + 85„У5Н,/У!„) - 1],
здесь е — заряд электрона (е = 1.6 х 10-19 Кл), пж и У5М, — начальные значения плотности и скорости солнечного ветра.
Ионы солнечного ветра проникают в магнитосферу на расстояние <2р, где р — ларморовский радиус; р = т^У^/еБ^к (Б^ф — магнитное поле в магнитосфере вблизи подсолнечной магнитопау-зы). Бтф определяется из баланса давления на
магнитопаузе: рт = В1т,рк/2^0 (давление магнито-сферной плазмы много меньше магнитного давления). Таким образом, р = тт,Кт,/е(2ц(ри,)1/2. Измененный под влиянием скачков плотности и скорости ларморовский радиус:
Р = т5К(У5К + 8Км,)/{е[2ц0тт,(пт, + 8пт)х
х (Ум + 8Уш)2]1/2} = (2)
= т%/{ е[2Ц0п™(1 + 8п™/п™)]1/2}. Увеличение средней линейной плотности тока Ы^,, равной произведению 8/» на толщину слоя 2р [Беленькая, 1998, 2002], оценим из уравнений (1, 2):
1/2 1/2
8Jsw = 2msw nsw ViW[(1 + 8nsJnsw) x
x (1 + 8 VJVSw) - 1 ]/{n[ 2 Ы1 + 8 nsw/nsw)f2}.
(3)
с магнитосферой Земли, а Wilken et al. [1982] показали, что при столкновении межпланетных ударных волн с магнитосферой гидромагнитные волны сжатия формируются вдоль всей магнито-паузы. Быстрая мода волны распространяется в магнитосфере со скоростью, превышающей локальную альвеновскую ~1000—1300 км с-1 [Wilken et al., 1982], которая больше скорости движения возмущений в солнечном ветре. В магнитосфере на фронте возмущенной области, распространяющейся в антисолнечном направлении, возникает поляризационный ток. Belenkaya et al. [2006] применительно к магнитосфере Сатурна показали, что этот ток замыкает усиленный ток магнитопаузы, возникающий при взаимодействии возмущений солнечного ветра с магнитосферой. Belenkaya et al. [2006] назвали эту переходную токовую систему, существующую во время повышенного динамического давления солнечного ветра, "переходным кольцевым током" ("transient ring current"). Следует отметить, что "переходный кольцевой ток" никак не связан с кольцевым током в магнитосфере, это название лишь подчеркивает форму и характер рассматриваемой переходной токовой системы. Эту систему с ионосферой связывают альвенов-ские волны вдоль магнитных силовых линий на границе возмущенной области. Здесь они не рассматриваются, таким образом, мы получаем верхнюю границу рассчитываемых токов и магнитного поля в "переходном кольцевом токе".
Магнитное поле "переходного кольцевого тока" 8BZ определяется по закону Био-Савара-Лапласа:
8BZ = ^08Isw/2rtrc, (4)
где 8Isw — сила тока в "переходном кольцевом токе", а rtrc — его радиус. Как показано Беленькой и др. [2013], rtrc ~ R1, где R1 — расстояние от центра Земли до подсолнечной магнитопаузы, а сила тока в "переходном кольцевом токе" 8Isw = 8Jsw8z, где 8Z — эффективный масштаб по оси Z области взаимодействия возмущенного солнечного ветра с магнитосферой, который можно оценить как расстояние между двумя каспами в параболоидной модели магнитосферы (~2R1 [Алексеев, 1978]). Таким образом, из уравнения (4) следует
8Bz = ^08/sw2R1/2R1 = (5)
Подставляя уравнение (3) в (5), получим
8Bz = (2HomswnsJ1/2Vsw[( 1 + 8nsw/nsw) x
x ( 1 + 8 VSJ ysJ - 1 ]/[Я( 1 + 8 njnsw)
1/2
(6)
Татао [1975] построил модель нестационарного взаимодействия возмущений солнечного ветра
Уравнение (6) позволяет по начальным значениям плотности п^ и скорости Уж солнечного ветра и их возмущениям 8пж > 0, 8У^ > 0 рассчитать среднее возмущение 8Бг > 0 (направленное на север) низкоширотного магнитного поля в магнито-
НИЗКОШИРОТНЫЕ ВАРИАЦИИ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ
487
сфере, созданное усиленным током ионов солнечного ветра, текущим с утра на вечер на дневной магнитопаузе и замыкающимся поляризационным током, направленным с вечера на утро на фронте возмущенной области, распространяю -щейся внутри магнитосферы в антисолнечном направлении.
Из уравнения (6) следует, что если в структуре, связанной со скачком солнечного ветра, плотность не меняется, а возрастает только скорость (очень редкое событие, как показывают наблюдения), то при bnw = 0
6BZ = (2^0^^) 1/2S Vsw/п. (7)
Если же S V» = 0, и скачок давления связан со скачком плотности Snsw (более распространенное событие), то
SBz = (2^omiw/niw)1/2Vw8niw/[n(1 + Snm/nm)1/2]. (8)
Из уравнений (7) и (8) и из наблюдений следует, что поскольку случаи, когда Snw ~ nw встречаются значительно чаще, чем случаи с SV™, ~ Vsw, возмущение магнитного поля при постоянной плотности солнечного ветра и изменяющейся скорости меньше возмущения при постоянной скорости и изменяющейся плотности. Рассмотрим некоторые примеры. В качестве набора данных наблюдений мы используем OMNI Merged 1 minute Interplanetary OMNI data, приведенные к 1 а.е. (http://cdaweb.gsfc.nasa.gov/).
4 июня 2000 г.
С 14:50 UT до 15:26 UT 4 июня 2000 г скорость солнечного ветра возросла от 401.4 км с-1 до 584.6 км с-1, а плотность с 1.27 см-3 до 3.6 см-3. В результате из уравнения (6) получаем SBZ = 16.9 нТл. Bx компонента ММП при этом почти не изменилась, By изменилась с 0.05 до -5.41 нТл, а Bzс 3.73 до 9.41 нТл, E = - Vsw Bz возросло с -1.5 мВ м-1 до —5.5 мВ м-1.
19 мая 2005 г.
С 00:10 UT
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.