АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2014, том 48, № 2, с. 99-112
УДК 537.84
ОЦЕНКА ДЛИНЫ МАГНИТОСФЕРНОГО ХВОСТА ВЕНЕРЫ © 2014 г. И. Ю. Васько, Л. М. Зеленый, В. Ю. Попов
Институт космических исследований РАН Поступила в редакцию 15.04.2013 г.
В работе в рамках МГД-модели рассмотрен процесс распрямления силовых трубок магнитосферного хвоста Венеры в процессе их конвекции на ночной стороне. Дана оценка расстояния xt, на котором силовая трубка полностью распрямляется за счет натяжения силовых линий и заканчивается магни-тосферный хвост с характерной для него геометрией силовых линий ("slingshot" geometry). Рассмотрена роль поперечного масштаба токового слоя магнитосферного хвоста на процесс распрямления силовых трубок. Предположение о тонком токовом слое позволяет получить нижнюю оценку длины магнитосферного хвоста, xt > 31^v (Rv — радиус Венеры), тогда как предположение о широком токовом слое позволяет получить верхнюю оценку, xt < 44RV Показано, что кинетические эффекты, связанные с потерями силовой трубкой частиц с малыми питч-углами и с затеканием в силовую трубку плазмы магнитослоя, существенным образом не влияют на оценку длины магнитосферного хвоста. Модель предсказывает наличие в дальнем хвосте энергичных потоков протонов H+ (2—5 кэВ) и ионов кислорода O+ (35—80 кэВ). Обсуждается структура магнитосферного хвоста при x > xt.
DOI: 10.7868/S0320930X14010071
ВВЕДЕНИЕ
Первые миссии советских и американских космических аппаратов к Венере показали, что планета не обладает собственным магнитным полем (Russell и др., 1980). Однако, несмотря на отсутствие собственного магнитного поля, вокруг Венеры формируется так называемая индуцированная магнитосфера, структура которой была предметом детальных исследований спутниковых миссий Венера-9, -10 и Pioneer yenus Orbiter (PVO) (Breus, 1979; Luhmann, 1986; Phillips, McComas, 1991; yaisberg и др., 1995). В настоящее время исследования венерианской магнитосферы основаны на данных аппарата yenus Express (Vex), который находится на орбите планеты с 2006 г. (Titov и др., 2009).
Схематическая картина магнитосферы Венеры в плоскости XY, образованной межпланетным магнитным полем (MM^ и потоком солнечного ветра (скорость солнечного ветра обозначим vsw), представлена на рис. 1а. Вид магнитосферы в плоскости XZ представлен на рис. 1б. Отметим, что ось X направлена вдоль скорости солнечного ветра, а ось Y направлена вдоль компоненты MM^ перпендикулярной скорости vsw. Сверхзвуковой поток солнечного ветра с вмороженным в него MMП тормозится вблизи ионосферы (И), что приводит к формированию головной ударной волны (УВ) на расстоянии ~1.3Ry (Slavin и др., 1979; 1980) от подсолнечной точки планеты (Ry ~ ~ 6050 км — радиус Венеры). Пройдя ударную волну, силовые трубки (СТ1) продолжают дви-
гаться к планете. В результате "нагребания" силовых трубок на подсолнечной стороне ионосферы образуется область сильного магнитного поля, называемая магнитным барьером (МБ) (Е1рЫс и др., 1980). Магнитное давление в барьере уравновешивает тепловое давление ионосферной плазмы (Е1рЫс и др., 1980). Плазма за магнитным барьером представляет смесь плазм солнечного ветра и ионосферы (8реппег и др., 1980). За магнитным барьером расположена ионопауза (ИП) — условная граница, отделяющая ионосферу от плазмы солнечного ветра (Е1рЫс и др., 1980).
Силовые трубки, которые движутся вблизи ионопаузы (СТ2,3), "нагружаются" ионосферной плазмой. Механизм такого "нагружения" состоит в том, что ионосферные ионы (в основном, ионы 0+) и электроны "увлекаются" электрическим полем конвекции Е = В]/с, где В — магнитное по-
ле силовой трубки (С1оиИег и др., 1974). В результате нагружения вершина силовой трубки V движется медленнее, чем ее концы (К1 и К2), что, в силу вмороженности магнитного поля, приводит к растяжению силовой трубки вдоль оси X. Количественное рассмотрение конвекции силовых трубок вокруг планеты, их нагружения и деформации выполнено в работе Вайсберг и Зеленый (1982). Оказывается, что пока вершина силовой трубки пройдет вдоль ионосферы расстояние пЯу/2 (рис. 1б), ее концы успевают пройти расстояние ~10ДУ. "Соскальзывая" с планеты, эти растянутые трубки конвектируют на ночную сторону планеты и образуют магнитосферный хвост
(а)
СТ4
СТ3
ММП
(б)
Рис. 1. (а) Схематическая картина магнитосферы в плоскости ХУ: ММП — межпланетное магнитное поле; УВ — головная ударная волна; МБ — магнитный барьер; И — ионосфера; ИП — ионопауза; МП — магнитопауза; МС — магнито-слой; ТС — токовый слой; СТ — силовая трубка; V — вершина силовой трубки; К12 — концы силовой трубки; черные стрелки показывают скорость плазмы (длина стрелки соответствует величине скорости). (б) Вид магнитосферы в плоскости XZ.
(СТ5). Отметим, что существенная часть плазменной популяции магнитосферного хвоста является плазмой, захваченной из ионосферы (Вайсберг, Зеленый, 1982). Магнитосферный хвост граничит с магнитослоем (МС) — областью, где плазма состоит из протонов солнечного ветра, прошедших головную ударную волну.
На ночной стороне силовая трубка продолжает некоторое время растягиваться, поскольку скорость движения ее вершины V меньше скорости движения ее концов K12. Однако вершина Vдви-жется с ускорением за счет силы натяжения \j,B\/c. Через некоторое время скорость вершины V сравнивается со скоростью концов K1,2, а растяжение силовой трубки сменяется сокращением. На некотором расстоянии от планеты вершина V настигает концы K12 — силовая трубка полностью распрямляется (СТ6). Это расстояние определяет длину магнитосферного хвоста Венеры.
На достаточном удалении от планеты в магни-тосферном хвосте имеется только две компоненты магнитного поля Bx и By. Компонента Bx меняет знак в нейтральной плоскости y = 0, что обеспечивается током, текущим вдоль оси Z (рис. 1а). Это так называемый магнитосферный токовый слой (ТС). Отметим, что на расстоянии x, где силовая трубка существенно растянута, именно компонента Bx является доминирующей (Russell и др., 1981). На границе магнитосферного хвоста, магнитопаузе (МП), магнитное поле хвоста переходит в поле магнитослоя, которое практически совпадает с полем в невозмущенном солнечном ветре. Согласно McComas и др. (1986) амплитуда магнитного поля в хвосте в 1.5—2 раза превосходит поле в магнитослое.
Остановимся на экспериментальных данных о структуре хвоста, полученных в рамках миссий Венера-9, -10, PVO и VEX. Данные аппаратов Ве-нера-9, -10, полученные на ночной стороне, относятся к ближнему хвосту x ~ 2RV. Измерения магнитного поля, выполненные аппаратами Ве-нера-9, -10, позволили установить, что магнито-сферный хвост Венеры образован силовыми трубками солнечного ветра (Ерошенко, 1979). Измерения параметров плазмы показали, что усиление потока частиц регистрируется в моменты, когда спутник пересекает ТС. Ионная компонента плазмы состоит главным образом из протонов и ионов кислорода (Vaisberg и др., 1995). Плазма токового слоя двигается в направлении X (от Солнца) со скоростью ~100 км/с, а температура частиц лежит в диапазоне от ~100 эВ до ~1 кэВ (Вайсберг и др., 1976; Verigin и др., 1978; Vaisberg и др., 1995). Ограниченность данных аппаратов Венера-9, -10 не позволила провести детальное статистическое исследование структуры магни-тосферного хвоста. В настоящее время этот пробел восполняется измерениями аппарата VEX. Zhang и др. (2010) установили, что радиус магнито-
сферного хвоста составляет ~1.3RV. Амплитуда компоненты Bx составляет ~15 нТ а характерная величина перпендикулярной компоненты By равна ~2 нТ.
Данные, полученные в рамках миссии PVO, относятся к дальнему хвосту x ~ 10RV. Saunders и Russell (1986) показали, что радиус хвоста равен ~2.5RV. McComas и др. (1986) определили средние профили компонент Bx и By поперек хвоста и обнаружили, что распределение магнитных полей может быть описано в рамках простой модели с By ~ 4 нТ и Bx ~ B0th(y/l), где B0 ~ 15 нТ и l ~ 1.3 RV -толщина ТС. Отметим, что толщина ТС оказывается существенно меньше радиуса магнитосфер-ного хвоста. Область между границей ТС и границей магнитосферного хвоста называется долей хвоста (tail lobe). Вообще говоря, магнитное поле B на границе магнитосферного хвоста превышает поле B0 на границе ТС. McComas и др. (1986) обнаружили также, что на расстоянии x ~ 12 RV скорость вершины силовой трубки равна ~400 км/с, т.е. практически совпадает со скоростью концов этой силовой трубки (концы силовой трубки движутся в магнитослое со скоростью близкой к скорости солнечного ветра vsw). Таким образом, при x > 12RV силовая трубка сокращается. Позднее Moore и др. (1990) уточнили результаты работы McComas и др. (1986), показав, что толщина ТС в действительности не превышает 0.25RV. Таким образом, очень тонкий ТС (ТТС) оказывается вложенным в более широкий ТС с поперечным масштабом ~2.5RV. Moore и др. (1990) оценили также тепловую скорость частиц vT и показали, что vT ~ 250 км/с как для протонов H+, так и для ионов О+. Отметим, что согласно Slavin и др. (1984) в долях хвоста плазменное давление существенно меньше давления магнитного поля.
Взаимодействие Венеры и солнечного ветра рассматривалось в ряде работ в рамках численных МГД- и гибридных расчетов (см. обзор Kallio и др., 2011). Однако акцент работ по численному моделированию смещен в сторону структуры дневной магнитосферы. К настоящему времени структура хвоста вплоть до расстояний x ~ 10RV была рассмотрена только в рамках газодинамического моделирования (Moore и др., 1991), в котором пренебрегается влиянием магнитного поля на течение плазмы. Последнее предположение, однако, несостоятельно, поскольку давление магнитного поля в хвосте сопоставимо с тепловым давлением плазмы. В рамках газодинамического моделирования пренебрегается и натяжением силовых линий, так что длина хвоста оказывается бесконечной.
В настоящей работе в рамках МГД-модели рассматривается процесс распрямления силовой трубки при ее движении на ночной стороне. Мы определили расстояние, на котором силовая
Рис. 2. Рисунок показывает силовую трубку в три последовательных момента времени ?х, ^. На рисунке показаны: МП — магнитопауза; ММП — ме
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.