научная статья по теме О СТРУКТУРЕ ВОЗМУЩЕННОЙ МАГНИТОСФЕРЫ Космические исследования

Текст научной статьи на тему «О СТРУКТУРЕ ВОЗМУЩЕННОЙ МАГНИТОСФЕРЫ»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2004, том 42, № 5, с. 555-560

УДК 550.385

О СТРУКТУРЕ ВОЗМУЩЕННОЙ МАГНИТОСФЕРЫ

© 2004 г. Л. Л. Лазутин

Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ

Поступила в редакцию 22.04.2004 г.

Область квазизахвата на ночной стороне возмущенной магнитосферы в большинстве моделей либо вовсе отсутствует, либо сливается с плазменным слоем хвоста магнитосферы. Вместе с тем, это две различные области, и по топологии магнитного поля, и по характеру движения заряженных частиц. Более того, именно область квазизахвата сопряжена с зоной активных форм полярных сияний, т.е. может называться авроральной магнитосферой. Модели магнитосферы, в которых хвостовые структуры магнитного поля примыкают непосредственно к границе стабильного захвата, в частности модель "изотропной границы", основаны на ошибочных предпосылках. Понимание процессов магнитосферных суббурь и магнитных бурь зависит от правильного представления о структуру магнитосферы.

ВВЕДЕНИЕ

Казалось бы, конфигурация магнитосферы давно и основательно изучена, по крайней мере, по основным, крупномасштабным, структурным образованиям, и разногласия давно должны были бы устранены анализом экспериментальных фактов. Тем не менее, есть одна область, которая игнорируется во многих магнитосферных моделях, что приводит к терминологической путанице и в конечном итоге вызывает искаженное представление о происходящих в магнитосфере процессах. Речь идет о ночной области квазизахвата (ОКЗ), образовании, расположенном между границей стабильного захвата (ГСЗ) и хвостом магнитосферы (рис. 1). По структуре магнитного поля, по популяции частиц и их динамике область квазизахвата резко отличается от хвоста магнитосферы, с которым ее часто отождествляют. В ранних работах область квазизахвата действительно рассматривалась как самостоятельная, ее называли областью неустойчивой радиации, ночным кас-пом, в давней монографии автора предлагалось наименование "авроральная магнитосфера" [1]. Когда же представления о хвосте магнитосферы как о месте зарождения и развития активных процессов суббури стало превалирующим, область квазизахвата исчезла из обихода, и на схемах магнитосферы, хвост стал примыкать непосредственно к границе устойчивого захвата (рис. 2).

О'Брайен [2], который был автором этой схемы, объединил под названием "авроральная радиация" ночной касп и плазменный слой, чтобы выделить область, где значительные потоки заряженных частиц появляются лишь эпизодически в отличие от области стабильного захвата. Он при этом говорил о различной топологии этих двух областей, однако эта оговорка забывается при

многочисленных повторах или модификациях модели О'Брайена.

В наше время понимание того, что активные процессы суббури протекают не только или не столько в хвосте магнитосферы, но именно на замкнутых квазидипольных силовых линиях, стало всеобщим. Однако терминология осталась прежней, и при описании процессов, происходящих в области квазизахвата, применяются наименования нечеткие либо не отражающие физической сути, например геостационарная область или внутренняя магнитосфера, либо ее искажающие, например "центральный плазменный слой хвоста магнитосферы". Дело, однако, не только в терминологии, сохраняются неверные представления о геометрии возмущенной магнитосферы и о процессах, формирующих оную геометрию. Одно из устойчивых заблуждений - о так называемой

Рис. 1. Структура магнитосферы.

Рис. 2. Модель магнитосферы без ОКЗ.

изотропнои границе захваченных протонов как об индикаторе перехода к "хвостовоИ" структуре магнитного поля в ночном секторе сразу от границы стабильного захвата.

О ГРАНИЦЕ ВНЕШНЕГО РАДИАЦИОННОГО ПОЯСА

Просчеты изотропноИ границы. Значительное распространение получило представление о том, что область устоИчивого захвата, радиационный пояс, резко обрывается и фактически граничит с областью вытянутых в хвост силовых линиИ. Это представление основывается на наблюдениях изотропных потоков частиц на низковысотных спутниках и объясняется следующим образом. При движении спутника к высоким широтам наблюдается переход питч-углового распределения (ПУР) регистрируемых частиц от захваченного к изотропному в связи с тем, что на экваторе радиус кривизны силовоИ линии Як уменьшается до величины, сравнимоИ с лармо-ровским радиусом частицы, вследствие чего устанавливается режим сильноИ диффузии по питч-углам. В результате образуется область изотропного распределения захваченных протонов, границу котороИ предлагается использовать как индикатор перехода от квазидипольных силовых линиИ к вытянутым в хвост, как границу магнитосферноИ ловушки [3-5]. В результате приходится часто сталкиваться с трактовкоИ изотропноИ границы как

границы между областью стабильного захвата и хвостом магнитосферы. В таком подходе для области квазизахвата деИствительно нет места. В чем же заключается просчет модели изотропноИ границы?

Диффузия частиц по питч-углам вследствие большоИ кривизны силовых линиИ ловушки существует без сомнения, наряду с диффузиеИ при вза-имодеИствии волна-частица. Наиболее аккуратно влияние топологии магнитного поля на ПУР частиц в магнитосферноИ ловушке исследовано в работах Кузнецова и др. [6] методом прямых тра-екторных расчетов. Получены соотношения величины изменения питч-угла Да на скачке в зависимости от отношения ларморовского радиуса к радиусу кривизны силовоИ линии 5 = р/^к. Показано, что величина Да не зависит от исходного питч-угла частицы. Для дипольного поля и модели Цыга-ненко Да приближается к величине конуса потерь при 5 = 0.3. Когда для частиц с малыми питч-углами изменение Да за один скачок становится сравнимым с самоИ величиноИ питч-угла, это деИствительно приводит к изотропному ПУР вблизи конуса потерь.

Означает ли это, что режим сильноИ диффузии установится во всеИ силовоИ трубке? Конечно же нет. Для захваченноИ частицы изменение питч-угла на несколько градусов за один скачок означает режим весьма умеренноИ диффузии. Это ясно априори, но для наглядности мы провели простое моделирование диффузии частиц при

Отн. ед.

Рис. 3. Моделирование питч-угловоИ диффузии частиц при умеренноИ диффузии.

разных величинах 5, и в качестве примера на рис. 3 приведен результат трансформации ПУР после 100 скачков при 5 = 0.3. ПУР деИствительно становится изотропным вблизи конуса потерь, т.е. в зоне пролета низковысотного спутника, но остается захваченным в подавляющеИ части объема силовоИ трубки.

Таким образом, "изотропная граница" всего лишь указывает расстояние, начиная с которого в магнитосферноИ ловушке для данного сорта и энергии частиц начинает работать умеренная диффузия по питч-углам.

На рис. 4 приведены результаты измерения потока частиц, электронов с энергиеИ 0.3-0.6 МэВ и протонов с энергиеИ 1-6 МэВ 26.Х.2003 г. при пролете радиационных поясов и полярноИ шапки спутника Коронас-Ф на высоте 500 км. В это время в межпланетном пространстве присутствовали протоны и электроны солнечного происхождения, они свободно проникали в полярную шапку и наглядно высвечивали структуру магнитосферы. Мы видим полярную шапку в центре рисунка равномерно заполненную солнечными частицами. Спад потока электронов на границе полярноИ шапки указывает на внешнюю границу ОКЗ, внутренняя ее граница примыкает к максимуму внешнего пояса. В отличие от электронов, солнечные протоны, имеющие большую жесткость, проникают глубже, спад интенсивности начинается вблизи внешнеИ границы ОКЗ, а фоновая граница совпадает с внутреннеИ границеИ ОКЗ.

Диффузия, магнитны И дреИф и расщепление оболочек. Асимметрия магнитного поля Земли приводит к тому, что дреИфовые траектории захваченных частиц остаются замкнутыми на радиальных расстояниях меньше определенноИ, именуемоИ границеИ стабильного захвата. За границеИ стабильного захвата магнитныИ дреИф выводит частицу на гра-

Поток частиц, отн. ед. МЬТ

Рис. 4. Пример пролета спутника Коронас-Ф через

полярную шапку.

ницу магнитосферы, в переходную область. Несколько процессов размывает ГСЗ, делает ее пологоИ. Сама асимметрия магнитосферы все время дышит, иногда меняется значительно, кроме того, радиальная диффузия на всеИ траектории дреИфа и сильная диффузия на флангах позволяет определенному количеству частиц из области квазизахвата совершать один или несколько полных оборотов вокруг Земли.

На рис. 5 структура ОКЗ прослеживается в измерениях энергичных электронов и ионов на спутнике СЯЯЕБ вблизи плоскости экватора. В отличие от рис. 4, здесь взят пролет в возмущенное время. Две популяции частиц легко выделяются глазом - уменьшающиеся с расстоянием потоки "старых" захваченных частиц радиационного пояса и ускоренная во время суббури авро-ральная радиация. Сразу после основноИ инжек-ции мы видим всплеск "эхо" с дисперсиеИ по энергиям - это возвращаются частицы, которым удалось совершить полныИ оборот вокруг Земли. Многочисленны наблюдения "эхо" на геостационарных спутниках, есть наблюдения и на больших расстояниях, до 15ЯЕ.

Поток частиц упорядоченно падает с расстоянием на два порядка, прежде чем обнаруживаются признаки фоновоИ границы. До этого сохраняются характерное для ОКЗ питч-угловое распределение частиц, меняющееся с расстоянием от захваченного к распределению типа "бабочки", с провалом интенсивности вблизи 90°. Этот эффект, известныИ как эффект расщепления дреИ-фовых оболочек, наблюдался неоднократно при пролетах космических аппаратов через полуноч-ныИ сектор магнитосферы в раИоне магнитного экватора.

Регулярная структура радиального профиля области квазизахвата, сохраняющаяся в спокоИ-ное время несколько днеИ, говорит о том, что

N см-2 с-1 ср-1 кэВ-1

СЯЯБЗ, электроны 21-285 кэВ

7.111.1991

04.00 ИТ 2.4 МЬТ 3.0 L

Рис. 5. Пример измерения энергичных частиц и магнитного поля в плоскости экватора на спутнике СЯЯЕЗ.

питч-угловая диффузия частиц здесь достаточно умеренная. Даже электроны с энергией выше 1 МэВ имеют в геостационарной области период спада интенсивности после инжекции несколько суток. Увеличивающаяся с расстоянием кривизна магнитных силовых линий, пульсации и волны, особенно значительные в полуноч

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Космические исследования»