КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2004, том 42, № 4, с. 352-362
УДК 550
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ДАВЛЕНИЯ ПЛАЗМЫ В ГЕОМАГНИТНОМ ХВОСТЕ В ОБЛАСТИ ПЕРЕХОДА ОТ ДИПОЛЬНЫХ К КВАЗИДИПОЛЬНЫМ И ВЫТЯНУТЫМ МАГНИТНЫМ СИЛОВЫМ ЛИНИЯМ: СОБЫТИЯ 13.Х.1995 г. И 13.III.1996 г.
© 2004 г. И. П. Кирпичев
Институт космических исследований РАН, г. Москва Поступила в редакцию 15.12.2003 г.
Приведены результаты анализа распределения давления горячей магнитосферной плазмы и поперечных токов в плазме на расстояниях от 8 до 12 ЯЕ вблизи экваториальной плоскости для пролетов 13.Х.1995 г. и 13.III.1996 г. на спутнике ИНТЕРБОЛ-1. Давление определялось по данным измерений потоков частиц приборами КОРАЛЛ, ДОК-2 И СКА-2. Особенности эксперимента позволяли вычислять давление с высокой точностью и проводить определение распределения магнитостати-чески равновесных токов в плазме. Показано, что на участках монотонного нарастания давления в направлении к Земле могут быть выделены области плато плазменного давления. Обсуждена возможная природа мелкомасштабных вариаций и областей с плато. Проводится сравнение измеренных профилей давления с профилями давления модели Цыганенко и Мукаи-2003. В предположении магнитостатического равновесия вычислены текущие в плазме поперечные токи.
ВВЕДЕНИЕ
Вопрос о профилях давления в магнитосферной плазме в последние годы продолжает оставаться одним их наиболее актуальных вопросов физики магнитосферы. Этот интерес связан с исследованиями природы кольцевого тока и токов в хвосте магнитосферы Земли. При соблюдении условий магнитостатического равновесия (скорость регулярного движения плазмы много меньше звуковой и альвеновской) градиент давления плазмы уравновешивает силу Ампера, поэтому при изотропном распределении частиц по питч-углам ток в плазме определяется соотношением
5 _ [ВУр] _ 2 '
в
(1)
где В - локальное магнитное поле, Ур - градиент изотропного давления.
Определение давления плазмы требует измерений потоков плазмы в широком диапазоне энергий и питч-углов.
В магнитоспокойных условиях основной вклад в величину давления вносят протоны. Вклад давления электронов магнитосферы в полное давление обычно не превышает 15% [1, 2]. На геоцентрических расстояниях, превышающих 7ЯЕ, задачу определения давления облегчает наблюдаемая в эксперименте изотропия давления (см. [3]).
Обычно при измерениях давления в хвосте магнитосферы Земли (см. [2-12]) точность определения давления ионов ограничивается энергетическим разрешением используемых приборов.
На спутнике ИНТЕРБОЛ-1 измерения спектров и временного профиля частиц осуществлялись рядом приборов: КОРАЛЛ, ДОК-2 и СКА-2. Взаимная интеркалибровка этих приборов (см. [14-16]) дала возможность проводить анализ формы спектра ионов в широком диапазоне энергий от 0.05 кэВ до 3 МэВ. В этом случае в областях, где давление близко к изотропному, спектры ионов позволяют достаточно надежно определять распределение давления вдоль траектории спутника. Предварительные результаты определения давления содержатся в работах [16-18].
В настоящей работе проводится анализ распределения давления вдоль траектории полета спутника ИНТЕРБОЛ-1 для 13.Х.1995 г. и 13.III.1996 г. Проводится также сравнение зарегистрированных профилей давления с моделью Цыганенко и Мукаи 2003 [12]. В приближении магнитостатического равновесия вычисляются текущие в плазме поперечные токи.
ОСОБЕННОСТИ ИЗМЕРЕНИИ И МЕТОДИКА АНАЛИЗА
Восстановление спектров ионов в широком энергетическом диапазоне потребовало интеркалибровки приборов, проводивших измерения разными методиками с различным временным и угловым разрешением. Прибор КОРАЛЛ - плазменный спектрометр, работающий в энергетическом диапазоне 0.05-25 кэВ [19], проводил измерения в 32 энергетических каналах. Время получения одного энергетического спектра составляло 4 с,
2 15
вбм
[ вбм
-15 15
15
10
Н -10
-15 15
101-
- -10-
10-15
Рис. 1. Локализация траекторий спутника ИНТЕРБОЛ-1 относительно магнитных силовых линий, вычисленных с использованием модели магнитного поля Цыганенко-96: Цифрами обозначены: 1 - начало, рассматриваемого витка; 2 - конец, интервал между ромбами - 1 час. а) - 13.Х.1995 г. (начало - 20.00 ИТ); б) - 13.III.1996 г. (начало - 16.00 ИТ).
а
функции распределения - около 2 мин (время оборота спутника). Спектрометр заряженных частиц ДОК-2 [13] обеспечивал измерение энергетических спектров протонов в диапазоне энергий Е = 22-850 кэВ с разрешением 7-9 кэВ с высокой статистической точностью и временным разрешением до 1 с. В результате измерения прибором ДОК-2 удавалось получить 56 точек в области энергетического спектра, где ранее число измеряемых интервалов не превышало 10. В силу конструктивных особенностей временное разрешение прибора ДОК-2 в зависимости от скорости из-
менения потоков менялось от 1 с до 10 мин. Спектрометр энергичных частиц СКА-2 [20] позволял регистрировать потоки протонов с энергией от 0.1 до 150 МэВ в восьми энергетических диапазонах (в данной работе использовался диапазон 1-3 МэВ). Временное разрешение спектрометра СКА-2 составляло 18 с. Так как период обращения спутника составлял 2 мин, хорошее питч-угловое разрешение было не всегда достижимо, но в ряде случаев удавалось достаточно четко выявить тип распределения частиц - изотропный или анизотропный.
н
х
80 604020-0 104
103102 101 100 10-1 10-2-
О^ 102
св
, Н < 5
и О о а о
Й
10000 2 51000
ОЕ?
100 =
,1000
У
10
10000
100
22.00 22.30 23.00 23.30 00.00 00.30
-7.1 -6.6 -6.0 -5.4 -4.8 -4.2
-9.1 -8.6 -8.1 -7.6 -7.0 -6.4
268М -0.6 -0.8 -1.1 -1.3 -1.5 -1.6
Я, ЯЕ 11.6 10.9 10.2 9.4 8.6 7.8
Рис. 2. Локальные распределения плазмы и магнитного поля.
Сверху вниз: величина магнитного поля; потоки высокоэнергичных частиц (прибор СКА-2): 1 - электроны с энергией 0.15-0.3 МэВ (ориентация детектора - 45° к оси вращения спутника (к направлению на Солнце)), 2 - протоны 1-3 МэВ, ориентация детектора - 45°, 3 - протоны 35-100 кэВ, ориентация детектора - 90°; спектрограмма ДОК-2 (ориентация детектора - 66°), спектрограмма КОРАЛЛ (ориентация детектора - 62°). а) - 13.Х.1995 г.; б) - 13.III.1996 г.
Н х
сч
се , н
^ ¡5
а
о «
о
80 6040200
104 104 104 101 100 10-4 10-2
102,
10000 =
Ей
< -
РмС^ ОЕ?
а
1000 100
п
п ,
1000
10
10000
100
18.30 19.00 19.30 20.00 20.30 21.00
2.0 1.8 1.5 1.2 1.0 0.7
^68М 10.9 10.3 9.6 8.9 8.2 7.4
0.7 0.5 0.2 -0.1 -0.4 -0.8
Я, Яе 11.1 10.4 9.7 9.0 8.2 7.4
Рис. 2. Окончание.
Характерной особенностью динамики частиц лентных флуктуаций скорости составляет около
плазменного слоя является турбулентный харак- 180 с [22]. Гидродинамические параметры плаз-
тер флуктуаций скорости плазмы (см. обзор [21] мы сильно варьировали при усреднении на вре-
и ссылки в нем). Корреляционное время турбу- менных масштабах меньших 180 с. Поэтому ниже
(а)
^ и а
о & ^ г
э а ^
я О 8
а
&
05
С
о и О
«К „ч
м «С 8й к * 8 ^
я
а И
к м
к
о £ ш
а
Ч
и к к о ч
100
-100
г 1 Г"! 1 П п 1 [Ц^ п
\
А м 1 г\ Л
п
У I . [л |
1.5 1.4 1.3 1.2 1.1
1.0
0.6
0.5 0.4 0.3 0.2 0.1
Ш1
ч
1П
г. а 1Лл
V Ч_
1Ш1
л
[МГ
ш
ж***Т
Ж** ЖЖ*
ж
*ж**
*ж»
обм обм
Я
22.00 22.30 23.00 23.30 00.00 00.30
-7.1 -6.6 -6.0 -5.4 -4.8 -4.2
-9.1 -8.6 -8.1 -7.6 -7.0 -6.4
-0.6 -0.8 -1.1 -1.3 -1.5 -1.6
11.6 10.9 10.2 9.4 8.6 7.8
Рис. 3. Внешние условия и распределения (расчетное и модельное) внутреннего плазменного давления. Сверху вниз: ориентация ММП относительно оси ^обм; величина ММП; динамическое давление солнечного ветра; временной профиль внутреннего плазменного давления (измеренного - жирная кривая и модельного - звездочки). а) - 13.Х.1995 г.; б) - 13.III.1996 г.
0
(б)
Мд
а
§ &
э а ^
я О о с а
&
-100
гг,,^--- 1 1
и
-
- Г Г"-^, г Ь
и,. | 1 1 | 1
Ед 5.° 1 1 1 1 ) 1
РЧ МП, 4.5 М IV
4.0 | 1 | 1 41 1 1Г
о
г
о
е о к н ч е а П
с н н
е ч и л, О СМ с,
м е а
а р
нн ие Дл т е я
я
а
д
2.4
2.2
2.0
1.8
1.6
1.4
^обм ^обм
Я
А
обм
18.30 19.00 19.30 20.00 20.30 21.00
2.0 1.8 1.5 1.2 1.0 0.7
10.9 10.3 9.6 8.9 8.2 7.4
0.7 0.5 0.2 -0.1 -0.4 -0.8
11.1 10.4 9.7 9.0 8.2 7.4
Рис. 3. Окончание.
давление определялось только на интервалах, превышающих 2 мин. Особенности эксперимента (вращение спутника вокруг оси, параллельной ли-
нии Земля-Солнце) не позволяли также отслеживать эффекты, связанные с быстрыми спорадическими течениями плазмы в направлении к Земле
0
вдоль оси X (BBF) [27]. Поэтому реальные значения давления в направлении Земля-Солнце могут отличаться от вычисленных в периоды BBF.
ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ
В качестве примеров распределения давления в области перехода от дипольных к вытянутым и квазидипольным магнитным силовым линиям (ОПДВ) в геомагнитном хвосте проанализируем два события: 13.X.1995 г. и 13.III.1996 г. В обоих случаях орбита спутника ИНТЕРБОЛ-1 проходила почти вдоль плазменного слоя и пересекала область ОПДВ с ночной и вечерней стороны соответственно. Это хорошо видно из рисунка 1а, б, где траектории спутника наложены на модельную конфигурацию магнитного поля Цыганенко-96.
Плазменные и магнитные структуры, регистрируемые рядом приборов (рис. 2а, б), позволяют выделить два района:
- собственно плазменный слой - область, где локальное магнитное поле достигает значений порядка десяти нТ и наблюдаются высокие потоки ионов с энергией 10-20 кэВ:
- область входа в кольцевой ток, для которой характерно увеличение локального магнитного поля и ионных потоков с энергией выше 1 МэВ.
Проникновение в зону кольцевого тока хорошо идентифицируется в момент времени 23.45 UT для события 13.X.1995 г. Во втором событии такое разграничение представляется затруднительным - возможно из-за некоторой возмущенности магнитосферы в рассматриваемый период времени (это хорошо заметно по инжекциям энергичных частиц, т.е. по присутствию ряда дисперсионных структур, видных на спектрограмме ДОК-2).
Следует отметить, что в период 21.45-23.05 UT вариации потоков высокоэнергичных ионов (E ~ ~ 1-3 МэВ) возрастают более чем на порядок, что,
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.