ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ, 2015, том 79, № 5, с. 697-699
УДК 523.165
РЕЛЯТИВИСТСКИЕ ЭЛЕКТРОНЫ В ХВОСТЕ МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ В МИНИМУМАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
© 2015 г. Е. И. Дайбог1, К. Кечкемети2, Л. Л. Лазутин1, Ю. И. Логачев1, Г. М. Сурова1
E-mail: daibog@srd.sinp.msu.ru
На больших расстояниях (20 Re и более) от Земли измерения потоков частиц в магнитосфере проводится крайне редко, а их динамика важна для понимания механизмов проникновения солнечных частиц в магнитосферу Земли. Орбита и приборы спутника Земли IMP-8 позволяют восполнить этот пробел. Проведен анализ потоков электронов МэВ-ных энергий в разных областях орбиты: внутри и вне магнитосферы, а также при входе и выходе из нее. В спокойные периоды в хвосте магнитосферы наблюдаются всплески потоков электронов, источниками которых могут быть ускорение в магнитосфере, проникновение галактических и солнечных частиц, а также электронов из магнитосферы Юпитера.
DOI: 10.7868/S0367676515050191
ВВЕДЕНИЕ
Проблема происхождения электронов субрелятивистских и релятивистских энергий внутри магнитосферы Земли и в ее хвосте обсуждалась неоднократно (см., например, [1]). Вопрос стоял об альтернативе: сама магнитосфера Земли является эффективным ускорителем электронов или их рекуррентным источником является магнитосфера Юпитера. После обнаружения юпи-терианских электронов на космических зондах PIONEER-10 и -11, всплески юпитерианских электронов были зарегистрированы в1973—1974 гг. и на спутнике IMP-7 [2].
Было замечено [3], что часто во время спокойных геомагнитных периодов спектры электронов c энергией 0.2—2.0 МэВ в степенном представлении, усредненные за сутки, с 27-дневной периодичностью ужестчаются с у ~ 3—4 до у < 2. Также отмечалась 13-месячная периодичность максимальной интенсивности этих электронов. Все это свидетельствует о том, что временами существенный вклад в популяцию электронов магнитосферы Земли могут давать юпитерианские электроны. В то же время на IMP 8 были получены очевидные свидетельства присутствия в хвосте магнитосферы локализованных областей ускорения электронов до энергий E > 200 кэВ [4]. В связи с этим возникает вопрос о проникновении юпитерианских электронов в хвост магнитосферы и о соотношении
1 Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова, Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д.В. Скобельцына.
2 Вигнеровский исследовательский физический центр, Будапешт, Венгрия.
там популяций юпитерианских и ускоренных в магнитосфере электронов.
В настоящей работе использованы данные по измерению электронов в 1996—2001 годах, когда работали два аппарата: 1МР-8 и 80И0, что позволило провести сравнение потоков электронов внутри и вне магнитосферы. До запуска 80И0 изучались данные только спутника 1МР-8, работа которого охватывала период с 1973 по 2001 гг.
НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ
Надежная регистрация юпитерианских электронов возможна только во время спокойных периодов на Солнце, поскольку их потоки лишь в несколько раз превышают фоновые и основное внимание было уделено периодам минимумов солнечной активности. Особый интерес представляет период минимума СА 1995—1997 гг., когда создалась благоприятная ситуация для изучения потоков электронов МэВ-ных энергий: в космосе работали одновременно два аппарата с почти одинаковыми приборами, но расположенные в существенно различных точках относительно магнитосферы Земли: 80И0 в точке Лагранжа
Ь1 (250 Re в направлении к Солнцу) и 1МР-8 — спутник Земли с Я ~ 25—45 Re, около 40% времени находившийся в хвосте магнитосферы [5]. Сравнение показаний приборов CRNC (1МР-8) в хвосте магнитосферы Земли и ЕРИШ (80И0), вне магнитосферы, позволяет выделить электроны магнитосферного происхождения, что, в свою очередь, дает возможность более надежно отождествить юпитерианские электроны и позволяет судить об источниках ускоренных электронов в магнитосфере Земли до МэВ-ных энер-
698
I, см-2 ■ с-1 ■ ср-1 ■ МэВ-1 10-1
10
10
ДАИБОГ и др.
I, см-2 ■ с-1 ■ ср-1 ■ МэВ-1 101
10-1 10-3
01.12. 1996
01.01.
01.02. 01.03. 1997
01.04.
Рис. 1. Потоки электронов на 1МР-8 (0.7-2 МэВ, темные ромбы) и на 80Н0 (0.7-3 МэВ, светлые квадраты) в период спокойного Солнца в конце 1997 года. 27-дневная волна - электроны юпитерианского происхождения. Рисунок демонстрирует хорошее согласие регистрации юпитерианских электронов на обоих аппаратах. На спутнике 1МР-8 видны также возрастания потоков электронов, не зарегистрированные на 80Н0, что говорит об их магнитосферной природе.
е2/е3
10°
10-
120130140150160170180190200210220230240250 Дни 1974 г.
Рис. 2. Верхняя кривая - временной профиль электронов в канале е2 (темные треугольники) в 1974 г., нижняя - отношение потоков электронов в каналах е2 и е3. В графике отношения каналов е2/е3 произведено разделение временных интервалов: время нахождения 1МР-8 в межпланетном пространстве дано заполненными кружками, а в хвосте магнитосферы Земли - открытыми.
гий и переносе их в отдаленные области хвоста магнитосферы до 30-40 Яе.
Рисунок 1 демонстрирует хорошее согласие регистрации юпитерианских электронов на обоих аппаратах, а на 1МР-8 (0.7-2 МэВ) видны также возрастания потоков электронов, не зарегистрированные на 80Н0 (0.7-3 МэВ), имеющие магнитосферную природу. Следует отметить идентичность одновременных измерений в 1996-1997 гг. на 1МР-8 и на 80Н0, где возрастания, связанные с магнитосферой, отсутствуют. Возрастания с 27-дневной периодичностью связаны с существованием в межпланетном пространстве долгоживущих структур магнитного поля (см. ниже).
Важная характеристика потоков исследуемых электронов - их энергетический спектр. Непосредственные измерения электронов вблизи Юпитера на космических аппаратах РЮМББЯ-10 и -11 показали, что показатель дифференциального спектра юпитерианских электронов в области энергий 0.12-8.0 МэВ в степенном представлении имеет значение у = 1.5-2 [6], в то время как электроны магнитосферного и солнечного происхождения имеют существенно более мягкий спектр. Для периодов до полета 80Н0, по данным спутника 1МР-8, выделение электронов юпитерианского источника проводилось по крутизне спектра. Показатель спектра у может быть оценен по отношению потоков электронов в различных энергетических каналах. Для анализа использованы каналы (е2) и (е3) прибора СЯМС на 1МР-8: е2 (0.7-2 МэВ) и е3 (2-12 МэВ).
Для электронов юпитерианского происхождения с ~ 1.6-1.7 это отношение е2/е3 = 1.2, поэтому, как правило, значение е2/е3 < 1.2 свидетельствует о юпитерианском, а е2/е3 > 1.2 - о магнитосфер-ном или солнечном источнике частиц. На рис. 2 приведены временной профиль электронов в канале е2 в 1974 г., а также отношение е2/е3 - отношение потоков электронов в каналах е2 и е3. В графике отношения каналов е2/е3 проведено разделение временных интервалов: время нахождения 1МР-8 в межпланетном пространстве дано заполненными кружками, а в хвосте магнитосферы Земли - открытыми.
Видно, что практически все заходы в магнитосферу сопровождались возрастаниями в канале 0.7-2 МэВ (часто и в канале 2-12 МэВ). При этом в подавляющем большинстве случаев возрастает отношение е2/е3, т.е. спектр смягчается. Отдельные возрастания, которые, по-видимому, связаны с Солнцем, происходят вне магнитосферы.
На графике потоков электронов в канале е2 (верхняя кривая на рис. 2) хорошо видны возрастания 27-дневной периодичности, связанные, согласно предложенной нами ранее модели [7], с долгоживущими структурами (магнитными ловушками) на Солнце и возникшие благодаря их вращению вместе с Солнцем. Ловушка заполняется электронами при ее прохождении мимо Юпитера, которые затем регистрируются при прохождении ловушки мимо Земли.
На графике отношений е2/е3 обращают на себя внимание частые двойные возрастания показате-
ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ том 79 № 5 2015
РЕЛЯТИВИСТСКИЕ ЭЛЕКТРОНЫ В ХВОСТЕ МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ
699
ля спектра, относящиеся к времени пребывания 1МР-8 в хвосте магнитосферы (например, с 200 по 250 день 1974 г.). Для периодов с двойной структурой возрастания в 1974—76 гг. определено среднее значение суммарного за сутки Кр-индек-са, который, как известно, характеризует уровень суббуревой активности. При расчете бралось максимальное значение Кр из трех дней после вхождения спутника в хвост магнитосферы, средние значения для которых составили Кр = 30. Аналогичное значение для периодов без возрастаний потоков электронов составило Кр = 15, что однозначно указывает на магнитосферное происхождение электронных возрастаний. Ниже приведена предполагаемая схема событий.
Во время активной фазы суббури электроны ускоряются на Ь = 7—10 Re в зоне квазизахвата до
энергий 20—300 кэВ. Поток возрастает на несколько порядков за минуты, и ускоренные вблизи полуночи электроны дрейфуют на утреннюю сторону, дополнительно ускоряясь в крупномасштабном электрическом поле конвекции. Так как в области квазизахвата орбиты магнитного дрейфа не замкнуты, частицы попадают на флангах на магнитопаузу, где и рассеиваются. Большая часть их уходит в солнечный ветер, часть попадает обратно в магнитосферу и, возвращаясь магнитным дрейфом в область ускорения, вызывает дополнительное возрастание, так называемый эффект "эхо". И, наконец, часть частиц, благодаря благоприятному изменению питч-угла, уходит вдоль силовых линий магнитного поля на флангах магнитосферы в хвост, вызывая показанные на рис. 2 возрастания. Поскольку поперечная диффузия не слишком велика, в сердцевину хвоста магнито-сферные электроны попадают не всегда. Отметим, что двойные возрастания наблюдаются не только в годы минимума СА, но и в другие спокойные периоды солнечной активности.
ВЫВОДЫ
В хвосте магнитосферы Земли на очень больших расстояниях от Земли (30—40 Яе) кроме галактических электронов и электронов от солнечных вспышек хорошо видны
— юпитерианские электроны МэВ-ных энергий, свободно проникающие внутрь хвоста;
— электроны солнечного происхождения, не связанные со вспышками;
— всплески потоков электронов в хвосте магнитосферы и
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.