ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2014, том 54, № 3, с. 310-314
УДК 537.811
РЕАКЦИЯ ТОКОВ ДНЕВНОЙ МАГНИТОПАУЗЫ ЗЕМЛИ И САТУРНА НА СКАЧОК ПЛОТНОСТИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА © 2014 г. Е. С. Беленькая
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына, МГУ им. М.В. Ломоносова, г. Москва e-mail: elena@dec1.sinp.msu.ru Поступила в редакцию 27.12.2012 г. После доработки 26.02.2013 г.
При изучении влияния скачка динамического давления солнечного ветра на динамику магнитосферы и ионосферы эффект скачка плотности обычно трудно выделить на фоне влияния других изменяющихся параметров солнечного ветра, часто играющих наиболее заметную роль. В этой работе рассмотрены случаи, когда градиент плотности плазмы солнечного ветра доминировал в динамике других параметров межпланетной среды и ее магнитного поля. Для двух таких случаев (11 февраля и 11 января 1997 г.) на основе разработанной нами ранее методики приводятся оценки изменения тока дневной магнитопаузы Земли, вызванного изменением плотности ионов солнечного ветра. Для Сатурна также приведены оценки изменения тока дневной магнитопаузы для подробно исследованных нами ранее событий столкновения магнитосферы с коротирующими взаимодействующими потоками в январе 2004 г. Полученные оценки сопоставимы со значениями токов в переходных 3-х мерных токовых системах Сатурна, рассчитанных нами ранее.
БО1: 10.7868/80016794014030031
1. ВВЕДЕНИЕ
Вопрос о реакции магнитосферы и ионосферы на скачок динамического давления солнечного ветра psw является актуальным и широко обсуждаемым в литературе. При этом, в частности, отдельно исследуется отклик на изменение различных параметров солнечного ветра и его магнитного поля (ММП). Влияние Bz-компоненты ММП достаточно хорошо исследовано [Russel et al., 1994; Zesta et al., 2000; Clauer et al., 2001; Беленькая, 2003; Belenkaya et al., 2006a; Беленькая и др., 2008] и установлено, что это наиболее существенный параметр в передаче энергии в магнитосферу. Компоненты ММП By и Bz, а также скорость солнечного ветра Vw входят в выражение для его электрического поля E!W, влияющего на конвекцию в магнитосфере и ионосфере. Хотя скачок nw не приводит к изменению Ew, он существенно меняет состояние магнитосферы и ионосферную динамику, в частности, приводит к повышению ионосферной проводимости, усилению токов и уменьшению размера полярной шапки.
В настоящее время известно, что авроральный электроджет усиливается при увеличении nw [Burch, 1972; Zesta et al., 2000; Shue et al., 2009] и что при южном ММП приполярная граница ав-рорального овала смещается под действием скачка плотности солнечного ветра на более высокие широты, чем при северном [Zesta et al., 2000; Shue and Kamide, 2001; Boudouridis et al., 2003]. Во мно-
гих работах изучалось событие 10 января 1997 г., когда при южном ММП менялась только плотность солнечного ветра, скачок которой привел к
значительному росту давления (pm = mswnswVs2w, где mw — масса заряженных частиц). Этот случай позволил исследовать влияние скачка nw на динамику ионосферы "в чистом виде". Shue and Kamide [2001] рассматривали также событие 11 января 1997 г., когда при северном ММП менялась плотность солнечного ветра. Данные определялись на КА Wind, который имел координаты 93, —53, -21RE, где Re = 6378 км — радиус Земли, и использовались с учетом времени распространения солнечного ветра (24 мин). Еще один случай резкого изменения nw от 8 до 16 см-3 при слабо меняющихся остальных параметрах солнечного ветра и южном ММП описан в работе Shue et al. [2009]. Это событие произошло 11 февраля 1997 г. с 05:50 до 07:50 UT. Сдвиг данных по солнечному ветру, соответствующий времени его распространения, составлял 52 мин. Shue et al. [2009] считали, что небольшой скачок nsw, предшествующий главному скачку плотности, в этом событии привел к генерации суббури. Здесь мы обращаем внимание на самый первый этап взаимодействия солнечный ветер-магнитосфера-ионосфера: на изменение тока дневной магнитопаузы при скачке плотности плазмы солнечного ветра. При этом мы рассмотрим магнитосферы Земли и Сатурна
для тех случаев, когда имелись данные о соответствующей динамике ионосферы.
2. СКАЧОК ПЛОТНОСТИ ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПРИ ЮЖНОМ ММП ДЛЯ ЗЕМЛИ НА ПРИМЕРЕ 11 ФЕВРАЛЯ 1997 г.
Используя модель структуры токового слоя дневной магнитопаузы [Беленькая, 1998, 2002; Belenkaya, 2001], можно оценить изменение тока, связанное с увеличением n!w. 11 февраля 1997 г. ММП было направлено на юг и изменилось от —5.5 до скачка давления до —4.5 нТл во время скачкаpw (по данным CDAWeb). Bx и By менялись в пределах ±2 нТл, а Уш = —445 км с-1 во время всего события. По данным КА Wind и АСЕ температура повысилась от 1.5 х 104 до 2.7 х 104 K во время возрастания плотности.
В работе [Беленькая, 1998] рис. 1 демонстрирует траектории ионов магнитошиса и магнитосферы в экваториальной плоскости на магнитопаузе для южного ММП, а также результирующие токи, образованные на участках траекторий частиц, проникающих в противоположное полупространство. При южном ММП магнитопауза разделяет два сорта плазмы, находящихся в антипараллельных магнитных полях. При изменении направления поля на магнитопаузе меняется направление циклотронного вращения ионов, поэтому возникают результирующие токи, направленные с утра на вечер. Расстояние, на которое ионы могут проникать за границу (толщина токового слоя), не превышает двух ларморовских радиусов в магнитном поле "внешней" среды. Ларморовский радиус частицы с зарядом e и массой m в магнитном поле B равен: р = mUJeB, где U± — перпендикулярная магнитному полю компонента скорости частицы (масса протона m = 1.67 х 10—27 кг, заряд электрона e = 1.6 х 10—19 Кл).
Токи, текущие на границе, вызваны пространственной неоднородностью плазмы и поля — это токи намагничивания. Магнитные поля двух пограничных токов при южном ММП, направлены на юг в магнитошисе и на север в магнитосфере. При увеличении плотности плазмы солнечного ветра (которую мы здесь не будем отличать от плазмы магнитошиса) усиливается ток ионов магнитошиса, Jmsh, в то время как ток ионов магнитосферы, Jmsp}„ остается неизменным. При этом возрастает созданное токами Jmsh направленное на север магнитное поле в магнитосфере.
В работе [Belenkaya, 2001] приведено выражение для максимальной плотности тока магнитошиса, jmsh, которая достигается на расстоянии pmsh от магнитопаузы в антисолнечном направлении:
jmsh0 = (e/n)nmsh0(2kTmsh0/mmsh)1/2, гдеjmsh0 — началь-
ная плотность максимального тока, nmsh0 и Tmsh0 — начальные плотность и температура ионов магнитошиса, а к = 1.38 х 10-23 Дж К-1 — постоянная Больцмана. По данным OMNI, nmsh0 = 8 см-3 и Tmsho = 1.5 х 104 К, при этом jmshO = 0.6 X 10-8 A м-2. После прихода скачка плотности параметры солнечного ветра стали: nmsh 1 = 16 см-3 и Tmsh1 = 2.7 х X 104 К, при этомjmsh1 = (e/n)nmsh1(2kTmsh1/mmsh)l/2 = = 0.17 х 10-7 A м-2, таким образом, 11 февраля 1997 г. плотность тока ионов магнитошиса увеличилась почти в 3 раза. Вместе с объемной плотностью возросла также линейная плотность, Jmsh, и полная сила тока ионов магнитошиса, Imsh. В работе [Belenkaya, 2002] показано, что Jmsh может быть оценена по формуле: Jmsh = (e/2)nmsh х x (2kTmsh/mmsh)1/2pmsh. До прихода скачка давления
pmsh0 = mmshUmsh0l/eBmsph0, где Bmsph0 - поле в магнитосфере вблизи границы до начала события, которое можно определить из баланса давлений на подсолнечной магнитопаузе: pSW0 = Bmsph02/2^0 (Ц0 = = 4я х 10-7 Гн м-1 - магнитная проницаемость вакуума). Плотности nmsph0 = 8 см-3 и скорости Vmsh0 = 445 км с-1 соответствует давление psw0 = = 2.7 нПа, при этом BmSph0 = 82 нТл, p,^ = 2 км и Jnsh0 = 0.19 х 10-4 A м-1. Полная сила тока Imsh 0 = = Jmsh 0Sz, где Sz - эффективный размер в направлении Z области взаимодействия с магнитосферой филамента с повышенной плотностью плазмы. В качестве Sz может быть взято расстояние между каспами: Sz = 2.8Rb где R1 ~ 10 RE - среднее расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы, отсюда Imsh0 = 3393 A. После прихода скачка плотности (nmsh 1 = 16 см-3) давление солнечного ветра стало psw1 = 6 нПа и Bmsph1 = 123 нТл. Следовательно, Pmsh1 = 1.8 км, Jmsh 1 = 0.5 х 10-4 A м-1 и ImM = = 8929 А, т.е. полная сила тока дневной магнитопаузы возросла в 2.6 раза в этом событии.
Согласно предыдущим исследованиям, скачок плотности плазмы солнечного ветра при южном ММП приводит к увеличению яркости полярного овала. Belenkaya et al. [2006a] показали, что реакция на внезапное возрастание pw зависит от предшествующих условий в солнечном ветре и его магнитном поле. Так, если в течение длительного времени до скачка давления существовало южное ММП, оно могло подготовить канал с высокой неидеальной проводимостью Каулинга в области аврорального электроджета [Baumjohann and Treumann, 1996]. Belenkaya et al. [2006a] ввели понятие модифицированной неидеальной проводимости Каулинга, учитывающей влияние отличных от нуля проводимостей окружающих полярный овал областей. После прихода скачка давления к Земле при южном ММП в магнитосфере возникает переходная токовая система ("Pressure
312
БЕЛЕНЬКАЯ
Pulse Current Wedge" [Belenkaya et al., 2006a]), в которой усиленные скачком давления токи зоны 1 замыкаются в ионосфере через канал с повышенной проводимостью.
В отличие от токового клина суббури, в котором часть тока нейтрального слоя хвоста магнитосферы ответвляется в ионосферный суббуревой электроджет на приэкваториальной границе полярного овала, ионосферная часть Pressure Pulse Current Wedge расположена на высокоширотной границе овала. На магнитосферном экваторе токовый клин замыкается ночью, а переходная токовая система — днем.
11 февраля 1997 г. скачок плотности плазмы складывался из первого небольшого увеличения на 2 см-3 и второго, более существенного, на 7—8 см-3. По данным Shue et al. [2009], перед главным увеличением nw произошла суббуря. Авторы полагали, что триггером ее могло стать первое небольшое увеличение плотности плазмы солнечного ветра, если до этого достаточно энергии было накоплено в хвосте магнитосферы. В результате в этом случае эффект Pressure Pulse
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.