научная статья по теме СРАВНЕНИЕ ИЗМЕРЕНИЙ ПАРАМЕТРОВ ПЛАЗМЫ В МАГНИТОСЛОЕ С РАСЧЕТАМИ НА ОСНОВЕ НОВОЙ МАГНИТОСЛОЙНО-МАГНИТОСФЕРНОЙ МОДЕЛИ Космические исследования

Текст научной статьи на тему «СРАВНЕНИЕ ИЗМЕРЕНИЙ ПАРАМЕТРОВ ПЛАЗМЫ В МАГНИТОСЛОЕ С РАСЧЕТАМИ НА ОСНОВЕ НОВОЙ МАГНИТОСЛОЙНО-МАГНИТОСФЕРНОЙ МОДЕЛИ»

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2008, том 46, № 6, с. 499-513

УДК 550.385

СРАВНЕНИЕ ИЗМЕРЕНИЙ ПАРАМЕТРОВ ПЛАЗМЫ В МАГНИТОСЛОЕ С РАСЧЕТАМИ НА ОСНОВЕ НОВОЙ МАГНИТОСЛОЙНО-МАГНИТОСФЕРНОЙ МОДЕЛИ

© 2008 г. Г. Н. Застенкер1, М. Д. Карталев2, П. С. Добрева2, Н. Н. Шевырев1, А. Коваль3

1Институт космических исследований РАН, г. Москва, 2Институт механики ВАН, София, Болгария, 3Математико-физический факультет Карлова Университета, Прага, Чешская республика

Поступила в редакцию 08.08.2007 г.

На основе сопоставления с экспериментом рассмотрена возможность описания свойств течения плазмы в магнитослое с помощью гидродинамической модели ИМЕХ. Эта модель отличается высокой степенью самосогласованности и, в частности, позволяет определить положение границ маг-нитослоя - ударной волны и магнитопаузы - исходя из значений параметров межпланетной среды. Для двух рассмотренных прохождений магнитослоя спутником ИНТЕРБОЛ-1 получено хорошее количественное совпадение измеренных параметров с модельным расчетом.

PACS: 52.35.Mw; 96.50.Ci

1. ВВЕДЕНИЕ

Одно из центральных мест в исследовании космической плазмы занимает изучение процессов, происходящих при взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой Земли. Поскольку солнечный ветер представляет собой сверхзвуковой (с числами Маха М~8) поток бесстолкновитель-ной плазмы, то его взаимодействие с магнитосферой Земли приводит к формированию отошедшей ударной волны. При этом течение плазмы в магнитослое (переходной области от фронта ударной волны (УВ) до магнитопаузы (МП)) существенно модифицируется - плазма сильно нагревается, сжимается, замедляется и ее течение значительно отклоняется от радиального. Кроме того, в плазме возникают интенсивные колебания в широком диапазоне частот. При этом свойства течения плазмы в магнитослое чувствительны к внешним условиям в солнечном ветре и являются сильно неоднородными как в поперечном направлении - от ударной волны к магнитопаузе, так и, особенно, в продольном - от подсолнечных областей к флангам.

С другой стороны, магнитослой, являющийся интерфейсом между солнечным ветром и магнитосферой, играет весьма важную роль в передаче всех воздействий плазмы солнечного ветра (СВ) и межпланетного магнитного поля (ММП) на маг-нитопаузу. Так как именно эти воздействия управляют многими процессами в магнитосфере, включая процессы пересоединения на магнитопаузе и переноса энергии солнечного ветра к магнитосфере, никакое реалистичное предсказание

космической погоды невозможно без понимания того, как параметры межпланетной среды модифицируются (перерабатываются) в магнитослое.

Тем не менее, этот вопрос, как в части теории, так и в эксперименте, до настоящего времени был изучен еще недостаточно (см., например, обзор [1]). Только в последнее десятилетие появилась серия экспериментальных работ, основанных на непосредственных измерениях в магнитослое, в которых детально рассматривались отдельные аспекты поведения параметров плазмы и магнитного поля. В частности, было выявлено присутствие огромного разнообразия волн, структур и колебаний в этой области (см. ссылки [2, 3])

Однако, имеющиеся результаты измерений не были сопряжены достаточно надежно с теоретическим объяснением процессов в магнитослое, которое бы позволило описать его поведение при различных внешних условиях.

Пионерская работа Спрайтера и др. [4], в которой была предложена газодинамическая модель течения плазмы в магнитослое, дополненная затем в работе [5] расчетом модификации магнитного поля, была опубликована достаточно давно. В этой модели для определенных величин числа Маха в солнечном ветре и для заданного положения магнитопаузы было построено двумерное распределение параметров плазмы (скорости, температуры и концентрации) в зависимости от положения точки наблюдения в магнитослое.

Достаточно серьезная проверка этой модели путем сравнения ее с наблюдениями была проведена только в конце 90-х годов на базе экспери-

ментов по программе исследований в области солнечно-земной физики ISTP. Основой такой проверки явились систематические измерения параметров плазмы и магнитного поля в магнито-слое в сопоставлении с одновременным монито-рированием солнечного ветра и межпланетного магнитного поля.

Цикл таких работ был опубликован по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1 и космического аппарата WIND [6-10]. Результатом этих работ явилось понимание того, что модель Спрайтера и др. [4] (далее будем называть ее моделью С66) позволяет в определенной степени учесть влияние параметров солнечного ветра на характеристики маг-нитослоя, однако она дает только качественное приближение к действительности и далеко не решает поставленной задачи. Кроме того, эта модель не является самосогласованной, так как требует задания из других данных формы и положения магнитопаузы, не учитывает реальной формы магнитопаузы (например, отличия меридионального профиля от экваториального и изгиба МП в области каспа) и недостаточно приспособлена к практическому использованию.

Помимо этого в работах [6, 11] на основе систематического сравнения модели С66 с измерениями потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое было обращено внимание на существенную роль собственных (т.е. не вызванных изменениями внешних условий) вариаций параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое.

В работах [12, 13] также была предложена схема сравнения модели Спрайтера с экспериментом и проведено такое сравнение для довольно ограниченного набора событий, что не позволило получить определенные выводы о применимости этой модели. Высказанное в работе [13] указание на наличие в магнитослое стоячей волны плотности не нашло своего подтверждения в других исследованиях [14].

В ряде работ [15, 16] для нескольких событий было проведено численное МГД-моделирование течения плазмы в подсолнечной области магни-тослоя. При этом получено неплохое соответствие моделей с измерениями параметров плазмы и магнитного поля, однако представленные в этих работах результаты не могут претендовать на роль модели, так как проведенные в них расчеты относятся только к вполне конкретным значениям внешних параметров.

В серии работ [17, 18] было развито МГД-моделирование магнитослоя для подсолнечной области, дополненное в новой работе [19] расчетами и для флангового магнитослоя. В этих работах также получено удовлетворительное соответствие модели с измерениями, однако эта модель также не является самосогласованной - положе-

ние и форма ударной волны и магнитопаузы задаются из ранее установленных эмпирических соотношений.

Новые возможности анализа и интерпретации данных в магнитослое связаны с развитой в Институте Механики Болгарской Академии Наук (ИМЕХ) новой магнитосферно-магнитослойной моделью [20-22], которая оставляя газодинамическое приближение для магнитослоя рассматривает его вместе с магнитосферой как самосогласованную трехмерную систему, в которой магни-топауза и ударная волна являются частью общего решения, опирающегося на внешние условия в солнечном ветре и на состояние магнитосферы. Для краткости далее эту модель будем называть моделью ИМЕХ, ее описание будет приведено во 2-м разделе.

Целью настоящей работы является сопоставление измерений плазмы в магнитослое, проведенных на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 (см. описание эксперимента в разделе 3), с расчетами по модели ИМЕХ с использованием в качестве входных данных значений реальных параметров солнечного ветра, полученных одновременно на аппарате WIND. Предварительные результаты такого сопоставления были ранее приведены в кратких публикациях [23, 24], здесь эти вопросы рассмотрены более детально (см. 4-й раздел).

2. КРАТКОЕ ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ ИМЕХ

Модель ИМЕХ [20-22] является способом описания системы магнитосфера-магнитослой, основанном на так называемом модульном подходе: эти две области моделируются фактически независимо в разных приближениях, а их граница находится самосогласованно как результат решения с учетом удовлетворения граничным условиям.

Модель магнитосферного магнитного поля.

Идея магнитосферного модуля модели ИМЕХ состоит в численном решении трехмерной задачи Чепмена-Ферраро для нахождения "экранирующего" поля Bs на магнитопаузе, обеспечивающего замкнутость (или частичную замкнутость) маг-нитосферного поля. При этом полное магнитное поле B рассматривается как сумма экранирующего поля Bs, дипольного поля Bd и "внутренних" (магнитосферных) полей: хвостового тока - Вг, кольцевого тока - Вг и токов Биркерленда - BB. Предполагая, как обычно при рассмотрении такой задачи, divBs = 0 и rotBs = 0, получаем для функции потенциала U (VU = Bs) уравнение Лапласа: AU = 0, для которого решается трехмерная задача Ноймана с граничным условием:

(Bs, n) = = [(Bd, n) + (B„ n) + (Br, n) + (Bb, n)],

где n - нормаль к магнитопаузе, что соответствует замкнутой магнитосфере. Такой вид граничного условия применен в рассматриваемом здесь приближении, хотя численная процедура позволяет предположить любое (физически обоснованное) распределение ненулевой нормальной компоненты магнитного вектора на магнитопаузе. Задача решается численно с применением метода конечных элементов.

Важно отметить, что данный подход позволяет использовать разные модели и разные приближения для внутримагнитосферных магнитных полей. Не исключается, например, комбинированное использование физических и статистических эмпирических моделей поля. В используемом здесь варианте модели ИМЕХ для расчета внутреннего поля используется известная магнито-сферная модель Цыганенко в ее наиболее усовершенствованном варианте Т01 [25]. Упомянутая гибкость нашего подхода позволяет при этом применить хвостовую токовую систему, взятую из другого, более раннего варианта модели Цыганенко, Т9 [26]. Такой шаг был продиктован меньшей точностью аналогичной системы в варианте Т01, где в области экваториальной магнитопаузы модельное магнитное давление падает, что является отражением реального доминирования в этой области плазменного магнитосферного давления. Поскольку в нашей схеме плазменное давление не учитывается (оно несуществено в преобладающей части магнитопаузы), применение хвостового тока из Т01

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