КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2007, том 45, № 3, с. 195-200
УДК 550.385
О ВОЗМОЖНОЙ РОЛИ ЭЛЕКТРОСТАТИЧЕСКОГО ПОТЕНЦИАЛА В ФОРМИРОВАНИИ РЕЗКИХ ГРАНИЦ МЕЛКОМАСШТАБНЫХ И СРЕДНЕМАСШТАБНЫХ СТРУКТУР СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
© 2007 г. И. М. Алешин1, Г. Н. Застенкер2, М. О. Рязанцева3, О. О. Трубачев4
1Институт физики Земли им. О.Ю. Шмидта РАН, г. Москва
ima@ifz.ru
2Институт космических исследовний РАН, г. Москва 3Научно-исследовательский инстит ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ 4Московский государственный университет Поступила в редакцию 15.08.2006 г.
Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных структур солнечного ветра являются неотъемлемой частью турбулизованного солнечного ветра. На орбите Земли такие границы наблюдаются как резкие и большие по амплитуде изменения параметров (в частности потока ионов) солнечного ветра. В данной работе кратко описаны наблюдаемые явления, изложены основные их свойства и особенности. В рамках кинетического подхода предлагается возможный теоретический механизм для объяснения некоторых особенностей образования таких структур.
РАС8: 52.35.Mw; 96.50.Ci
ВВЕДЕНИЕ
Одним из важных свойств солнечного ветра является наличие в нем резких (длительность фронта, наблюдаемого на космическом аппарате, порядка нескольких секунд) и больших по амплитуде скачков потока ионов солнечного ветра, которые служат проявлением границ структур среднего и малого масштабов. Исследование таких событий стало возможным только с появлением измерений плазмы с достаточно высоким временным разрешением. Может быть, именно поэтому им до сих пор не уделялось достаточного внимания. Соответственно и публикации по этому вопросу весьма немногочисленны. Можно назвать только работы [1, 2], посвященные довольно длинным (часы) импульсам давления солнечного ветра со сравнительно медленными (десятки минут) фронтами.
Экспериментальную базу данной работы составляли данные, полученные на основе анализа рядов долговременных высокоскоростных (с разрешением не хуже 1 с и вплоть до 60 мс) измерений потока ионов солнечного ветра (в период 1996-2000 гг.) с помощью интегрального цилиндра Фарадея в приборе ВДП (всенаправленный датчик плазмы) [3] на российском высокоапогей-ном спутнике ИНТЕРБОЛ-1 [4]. Измерения широкого набора параметров плазмы и магнитного поля (с разрешением от 3 с до 1.5 мин) на аппарате WIND для того же периода времени (база данных NSSDC NASA) позволили определить усло-
вия в солнечном ветре, сопровождавшие то или иное событие.
Такие границы встречаются с частотой от 50 раз в сутки для изменений потока в пределах (0.5-1.0) ■ ■ 108 см-2 с-1 до одного раза в 5 суток для изменений, превышающих 8 ■ 108 см-2 с-1. Более чем в 50% случаев указанные изменения наблюдаются за времена < 1 мин, в 20% случаев длительность событий меньше 5 с. Наблюдаются также отдельные события с длительностью фронта, равной долям секунды.
В большинстве случаев амплитуда возрастания или спада потока ионов на резкой границе солнечного ветра, а также его длительность практически не меняются при движении солнечного ветра от точки либрации (1.3 млн км) к Земле, т.е. граница остается неизменной на интервалах не менее одного часа (время распространения солнечного ветра вдоль указанного расстояния).
Ориентация фронтов резких границ плазменных структур солнечного ветра, в среднем, имеет существенные отклонения от плоскости, перпендикулярной линии Солнце-Земля. Резкие фронты плазмы перпендикулярны линии Солнце-Земля (с точностью ±30°) лишь примерно в половине событий, в остальных случаях наблюдаются фронты с заметно большими углами наклона.
Быстрые и большие изменения динамического давления солнечного ветра всегда оказывают существенное влияние на геомагнитное поле Земли
UT
Рис. 1. Пример скачка потока ионов солнечного ветра: а - временные изменения потока; • - переносной (Ух) и тепловой (Р^) скоростей ионов; в-г - компонент межпланетного магнитного поля.
даже при отсутствии вариаций величины и направления межпланетного магнитного поля [5, 6].
В наших работах [7-10] были детально рассмотрены свойства и особенности подобных явлений, однако остается открытым вопрос о теоретическом объяснении возможности существования подобных скачкообразных изменений плот-ности солнечного ветра. Измерения показывают, что наблюдаемые скачки плотности практически неподвижны относительно плазмы солнечного ветра. Поэтому мы не можем классифицировать их как бесстолкновительную ударную волну [11] или ионно-звуковой солитон [12]. Обычно в исследованиях стационарных процессов в межпланетной и магнитосферной плазме предполагают, что отклонения от квазинейтральности пренебрежимо малы, и формирование неоднородных стационарных структур обусловленно магнитным полем [13], [14], как результат баланса динамического давления компонент плазмы и давления магнитного поля. Однако для значительного (порядка 10%) количества событий суммарное давление не сохраняет-
ся. В то же время известно, что пространственные изменения плотности плазмы могут быть связаны с наличием электростатического потенциального барьера - так называемого двойного слоя [15], [16], [17]. В данной работе сделана попытка применить подобного рода модель для объяснения наблюдаемых нами структур. Чтобы выделить вклад электростатического взаимодействия в формирование фронта возмущения, мы исключили из рассмотрения перемещение фронта относительно плазмы и, главное, межпланетное магнитное поле. Естественно, что полная теория должна учитывать эти факторы, но, как будет видно из дальнейшего, и такой упрощенный подход дает качественное согласие с наблюдениями.
ПРИМЕРЫ И СВОЙСТВА РЕЗКИХ И БОЛЬШИХ ПО АМПЛИТУДЕ ИЗМЕНЕНИЙ ПОТОКА ИОНОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
Мелкомасштабные и среднемасштабные структуры солнечного ветра довольно часто имеют очень тонкие границы (толщина границ рассматриваемых плазменных структур может составлять всего несколько десятков или даже несколько ги-рорадиусов протонов), которые наблюдаются как резкие (длительностью менее 10 мин) изменения потока ионов солнечного ветра при рассмотрении данных измерений с временным разрешением не хуже 1 с.
В качестве иллюстрации рассматриваемых явлений (рис. 1) представлен пример очень резкого возрастания (длительностью несколько сек) потока ионов солнечного ветра более чем в 2 раза (верхняя панель на рис. 1), одновременно по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1 (с разрешением 1 с) и данным аппарата WIND с разрешением 3 с - прибор 3DP). Так как эти аппараты находились на различных расстояниях от Земли (координаты спутника ИНТЕРБОЛ-1: XINT = 22.22 RE, Уш = 15.46 RE, ZINT = -8.12 Re; координаты аппарата WIND: XWIND = = 48.46 Re, YWInd = -1.71 Re, ZWmd = -24.63 Re (все в GSE), то на рис. 1 показания аппарата WIND сдвинуты по оси времени на величину, соответствующую времени распространения солнечного ветра до положения спутника ИНТЕРБОЛ-1. Видно, что на пути от аппарата WIND до аппарата ИНТЕР-БОЛ-1 (этот путь составляет 26 RE) фронт остается весьма резким. На нижних панелях этого рисунка представлено поведение параметров солнечного ветра - направленной скорости и модуля магнитного поля. Видно, что возрастание потока ионов не сопровождается изменением скорости и модуля магнитного поля, т.е. является возрастанием лишь плотности солнечного ветра.
Подобное (как на рис. 1) поведение параметров солнечного ветра для рассматриваемых явлений является весьма распространенным. Большая часть (около 60%) резких изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми (менее 2%) изменениями переносной скорости, то есть это преимущественно изменения плотности. Таким образом, при столь малом изменение направленной скорости можно считать, что резкие границы структур солнечного ветра неподвижны относительно плазмы окружающей их среды. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на резких границах плазменных структур также малы.
В подавляющем большинстве случаев изменения потока ионов солнечного ветра и модуля магнитного поля имеют противоположный знак, то есть имеется тенденция к сохранению баланса давлений на границах структур солнечного ветра (в гидродинамическом смысле). Однако, примерно в половине событий суммарное (т.е. тепловое плюс магнитное) давление меняется на границе более, чем на 10%, а в 13% событий даже более, чем на 30%. В тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с тепловым давлением. В противном случае тепловое давление, как правило, заметно преобладает над магнитным.
два вида - пролетные и отраженные. Математически это выразится в том, что фазовая траектория частиц с нулевой полной энергией будет сепаратрисой, разделяющей топологически различные фазовые траектории пролетных и отраженных частиц. Можно показать [18], что для существования такого решения необходимо, чтобы функция распределения в пространстве скоростей имела на сепаратрисе разрыв первого рода. При этом все гидродинамические величины - концентрация, зарядовая плотность, электрическое поле и потенциал - остаются непрерывными.
Практически, задача построения решения сводится к следующему. Известно, что уравнению Власова удовлетворяет произвольная функция интегралов движения уравнений характеристик. В отсутствии магнитного поля имеется один такой интеграл
со та У , т %а = —а-— + еаф'
%а - полная энергия частиц сорта "а" (еа, та - заряд и масса частиц). Явный вид функции распределения зададим исходя из условия, что при исчезновении поля она переходит в максвелловскую. Тогда
МОДЕЛЬ ФОРМИРОВАНИЯ СКАЧКА ПЛОТНОСТИ В ИЗОТРОПНОЙ ПЛАЗМЕ
fe = "
те
2 Т 6ХР V Т
, % > 0, , % < 0;
Как отмечалось во введении, для объяснения дисбаланса давления предположим, что в области фронта нарушается локальная квазинейтральность плазмы, а, значит, возникает электростатический потенциальный барьер. Чтобы оценить возможный вклад электростатического поля в механизм формирования наблюдаемых скачков плотности плазмы рассмотрим наиболее простую модель, которая описывает изменение плотности изотропной плазмы в отсутствие массового и электрического ток
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.