научная статья по теме ПОДБОР ПАРАМЕТРОВ ДЛЯ МОДЕЛИ МАГНИТОСФЕРЫ САТУРНА ПО ДАННЫМ КА PIONEER 11 Геофизика

Текст научной статьи на тему «ПОДБОР ПАРАМЕТРОВ ДЛЯ МОДЕЛИ МАГНИТОСФЕРЫ САТУРНА ПО ДАННЫМ КА PIONEER 11»

ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2007, том 47, № 1, с. 33-40

УДК 523.62-726

ПОДБОР ПАРАМЕТРОВ ДЛЯ МОДЕЛИ МАГНИТОСФЕРЫ САТУРНА

ПО ДАННЫМ КА PIONEER 11

© 2007 г. Е. С. Беленькая

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

e-mail: elena@dec1.sinp.msu.ru Поступила в редакцию 05.10.2005 г. После доработки 16.02.2006 г.

В статье дается описание модели магнитосферы Сатурна. Эта модель базируется на существующих параболоидных моделях магнитного поля магнитосфер Земли и Юпитера. Входные параметры па-раболоидной модели магнитосферы Сатурна определяются из наблюдений при помощи представленной здесь методики подбора параметров. Подбор параметров проводится для пролета КА Pioneer 11.

PACS: 96.30.Mh

1. ВВЕДЕНИЕ

15 апреля 1973 г. к Сатурну, находящемуся на расстоянии 9.54 а.е. от Солнца, был запущен первый космический аппарат (KA) Pioneer 11, который максимально приблизился к планете 1 сентября 1979 г. Следующими космическими аппаратами, достигшими магнитосферы Сатурна, были Voyager 1 и 2. KA Cassini, запущенный в 1997 г., приблизился к Сатурну 1 июля 2004 г. и стал его искусственным спутником на ближайшие 4 года. KA Pioneer 11, Yoyager 1 и 2 входили в магнитосферу Сатурна вблизи локального полудня и выходили из нее в утреннем секторе.

Сатурн - быстро вращающаяся планета (угловая скорость вращения D.S = 1.638 x 10-4 с-1), обладающая сильным собственным магнитным полем:

дипольный момент Сатурна MS равен 0.2 Гс ■ R3S и направлен к северу (как у Юпитера и антипарал-лельно земному диполю); средний радиус Сатурна RS = 60330 км. Внутреннее магнитное поле Сатурна почти симметрично относительно оси вращения планеты и в хорошем приближении описывается диполем (октупольные члены для Сатурна значительно меньше, чем для Земли и Юпитера [Smith et al., 1980]). Магнитное поле на экваторе Сатурна, созданное планетарным диполем, BS0 = 21160 нТл [Davis and Smith, 1990].

На расстоянии до 10 RS от центра Сатурна магнитное поле, согласно наблюдениям Pioneer 11, хорошо описывалось планетарным диполем. За 10 RS в дневной магнитосфере магнитное поле было преимущественно дипольным, сжатым высоко-скоростным потоком солнечного ветра [Smith et al., 1980]. Расстояние до подсолнечной магнитопаузы в магнитосфере Сатурна в соответствии с наблю-

дениями на KA Pioneer 11 и Voyager 1 и 2 составляло Rss ~ 17-24 RS [Behannon et al., 1983; Maurice and Engel, 1995]. Наименьшее расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы наблюдалось при пролете KA Pioneer 11, когда скорость солнечного ветра была относительно велика (Vsw ~ 470 км/с).

Большинство существующих моделей Сатурна, например, [Connerney et al., 1981a, b; 1983; Behannon et al., 1983; Maurice and Engel, 1995; Bunce and Cowley, 2003] включают кольцевой ток в экваториальной плоскости, симметричный относительно оси вращения. Осесимметричное полои-дальное поле кольцевого тока подробно описано в работах [Connerney et al., 1983] и [Cowley and Bunce, 2003]. Connerney et al. [1983] определили функцию потока для распределения кольцевого тока численно, исходя из данных магнитометра KA Voyager. Connerney et al. [1982] использовали модель магнитного поля внутренних источников Сатурна, представленных сферическими гармониками с коэффициентами g0 = 21.535 нТл, g2 =

= 1.642 нТл, g3 = 2.743 нТл, хорошо аппроксимирующими поле планеты и удовлетворяющими данным наблюдений, полученных на KA Pioneer 11, Voyager 1 и 2. В модели Z3 Connerney et al. [1983], базирующейся на данных Voyager, осесимметричное поле внутренних источников планеты включало дипольный, квадрупольные и октупольные члены, а поле внешних магнитосферных источников задавалось слегка наклоненным, вращающимся, неосесимметричным однородным полем.

Davis and Smith [1986] для описания данных KA Pioneer 11 использовали осесимметричные модели поля с добавлением нескольких неосесиммет-ричных членов. Наилучшей моделью магнитного

поля магнитосферы Сатурна внутри 8 RS считалась SPV модель, разработанная для данных, полученных на KA Pioneer 11 и Voyager 1 и 2 [Davis and Smith, 1990]. Модельное поле, аппроксимирующее внешние магнитосферные источники, задавалось однородным полем, непараллельным оси вращения Сатурна. Модель Maurice and Engel [1995] включала три составляющие магнито-сферного магнитного поля: дипольное поле, поле кольцевого тока, выведенное из данных Voyager, и поле токов магнитопаузы Сатурна.

Однако уже первый пролет Pioneer 11 показал, что магнитосфера Сатурна обладает протяженным хвостом. Behannon et al. [1981] построили полуэмпирическую модель магнитосферы Сатурна, соответствующую наблюдениям магнитного поля на KA Voyager 1 и имитирующую силовые линии ближней части хвоста. Bunce et al. [2QQ3] эмпирически оценили токи магнитопаузы и магни-тосферного хвоста Сатурна масштабированием модели земной магнитосферы. Ими было показано, что модификация и масштабирование модели земного магнитосферного магнитного поля могут оказаться полезными для представления трехмерного магнитного поля вблизи Сатурна.

Большинство описанных моделей применимы на расстояниях до 15-20 RS в экваториальной плоскости при том, что расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы Сатурна составляет 1724 RS. Таким образом, они не учитывают реальное нарушение осевой симметрии ночью на больших расстояниях от планеты, связанное с токами хвоста и магнитопаузы. Параболоидная модель является первой моделью магнитосферы Сатурна, учитывающей токовую систему хвоста.

Целью настоящей работы является представление методики определения входных параметров параболоидной модели магнитосферы Сатурна на примере пролета KA Pioneer 11. Эта модель разработана на базе моделей магнитосфер Земли [Alexeev, 1986] и Юпитера [Беленькая, 2о02, 2QQ3; Belenkaya, 2QQ4; Alexeev and Belenkaya, 2QQ5]. Параболоидная модель магнитосферы Сатурна включает поле токов, текущих внутри планеты, поле кольцевого тока, поле токовой системы хвоста и поле токов магнитопаузы, экранирующих все внутримагнитосферные источники магнитного поля. Она позволяет учесть взаимодействие с солнечным ветром.

2. МОДЕЛЬ

Galopeau and Lecacheux [2QQQ], используя данные KA Pioneer 11 и Voyager 1 и 2, описали магни-топаузу Сатурна гиперболой с коническим фокусом, расположенным на расстоянии x = 5 RS, половиной длины хорды, проведенной через фокус параллельно директриссе в коническом сечении,

L = 3Q.8 RS и эксцентриситетом e = 1.Q9. Подсолнечная точка магнитопаузы находилась на расстоянии 19.7 RS от центра планеты. Согласно трехмерным газодинамическим моделям обтекания солнечным ветром неосесимметричных магнитосфер для Сатурна отношение расстояния от магнитопаузы до планеты вдоль меридиана утро-вечер (R0y) к расстоянию до подсолнечной точки магнитопаузы (rQ) составляет RQy/rQ ~ 1.96 [Stahara et al., 1989; Verigin et al., 2QQ3].

Maurice et al. [1996], базируясь на работе Maurice and Engle [1995], представили идеализированную трехмерную модель магнитопаузы Сатурна, соответствующую данным наблюдений Pioneer 11 и Voyager. Рассматривались отличные от нуля углы наклона диполя. В моделях Maurice and Engle [1995] отношение расстояния от магнитопаузы до планеты вдоль меридиана утро-вечер к расстоянию вдоль линии Сатурн-Солнце равнялось 1.3 как для Земли, так и для Сатурна.

В среднем отношение расстояний до подсолнечных точек ударной волны и магнитопаузы составляет для Сатурна 1.29, для Земли 1.33 и для Юпитера 1.22-1.26. Считается, что это отношение характеризует степень "затупленности" фронтовой стороны магнитосферы [Behannon et al., 1983]. Таким образом, по этому параметру магнитосфера Сатурна находится между земной и юпитери-анской.

При входе KA Pioneer 11 в магнитосферу его траектория проходила вблизи полуденного меридиана несколько выше экваториальной плоскости. При вылете из магнитосферы KA двигался почти вдоль утреннего меридиана. Smith et al. [198Q] отмечали, что при этом пролете форма магнитопа-узы Сатурна напоминала форму земной магнито-паузы. Наблюдаемое при пролете KA Pioneer 11 отношение расстояний от планеты до магнитопаузы в направлении на Солнце (17.5 RS) и в направлении к утру (3Q RS) составляло 1.7. Maurice and Engle [1995] показали, что форма магнитосферы Сатурна ближе к земной, чем к юпитерианской. Таким образом, мы считаем, что в первом приближении магнитопауза Сатурна может быть аппроксимирована параболоидом вращения (как и в случае магнитосфер Земли [Alexeev, 1986] и Юпитера [Беленькая, 2QQ2, 2QQ3; Belenkaya, 2QQ4; Alexeev and Belenkaya, 2QQ5]):

x/Rss =1- (y2 + Z2)/2RL (1)

где Rss - расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы, x, y, z - солнечно-магнитосферные координаты с осью X, направленной на Солнце, магнитным моментом Сатурна MS, расположенным в плоскости XZ, и осью Y в направлении [Z x X].

^к отмечали Behannon et al. [1983], дополнительные наблюдения и их анализ необходимы для более точного и надежного описания формы трех-

мерной дневной магнитопаузы Сатурна (см. также [Stahara et al., 1989; Verigin et al., 2003]). Из результатов, полученных Hendricks et al. [2005], следует, что среднее положение магнитопаузы Сатурна с точностью до 10% описывается параболоидом вращения.

Главные источники, дающие вклад в магнитное поле магнитосферы Сатурна, следующие: внутреннее поле планеты (диполь), а также поле токов магнитопаузы, экранирующих его; поле токов хвоста и токов, замыкающих их на магни-топаузе; поле кольцевого тока и токов на магнито-паузе, экранирующих кольцевой ток; межпланетное магнитное поле, проникающее в магнитосферу. Уравнения для магнитного поля и плотности тока: div B = 0 и div j = 0 выполняются при всех вычислениях.

Вектор полного магнитосферного магнитного поля Bm определяется суммированием магнитных полей отдельных источников:

Bm = Bd(BS0> RS) + Bsd(BS0> RS, Rss) + + BTS( Rss, R2> Bt) + Brc( Brc1> Rrcl, Rrc2 ) + (2) + Bsrc( Rss, B rc 1, Rrc1, Rrc2 ) + b (kS, BIMf) •

Здесь Bd(BS0, RS) описывает поле диполя, локализованного на оси вращения Сатурна и направленного на север перпендикулярно плоскости колец; Bsd(BS0, RS, Rss) - поле токов магнитопаузы, экранирующих диполь; BTS

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 «Геофизика»