УДК 550.386
СВОЙСТВА ЭЛЕКТРИЧЕСКОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ В ИОНОСФЕРЕ ПОЛЯРНОЙ ШАПКИ
© 2010 г. И. В. Головчанская, Б. В. Козелов
Учреждение РАН Полярный геофизический институт КНЦ РАН, г. Апатиты (Мурманская обл.)
e-mail: golovchanskaya@pgia.ru Поступила в редакцию 18.01.2010 г.
После доработки 05.04.2010 г.
По измерениям низковысотного спутника с полярной орбитой Dynamics Explorer 2 (ДЕ-2) исследованы мелкомасштабные (масштабы ~0.5—256 км) электрические поля в ионосфере полярной шапки. Рассмотрены 19 пролетов ДЕ-2 через высокоширотную ионосферу северного полушария с утренней стороны на вечернюю в периоды южной z-компоненты межпланетного магнитного поля (ММП). В анализируемых событиях формировалась достаточно протяженная полярная шапка, которая могла быть идентифицирована по s—t спектрограммам высыпающихся частиц авроральных энергий. Показано, что логарифмические диаграммы (ЛД), построенные дискретным вейвлет преобразованием электрических полей в полярной шапке, имеют степенной вид, ц ~ sa, где ц — дисперсия детализирующих коэффициентов дискретного вейвлет преобразования сигнала, s — масштаб вейвлета, индекс а характеризует наклон ЛД. Функции плотности вероятности Р(ЪЕ, s) флуктуаций электрического поля 5Е, наблюдаемых на различных масштабах s, являются негауссовыми, с усиленными крыльями. При перенормировке функции плотности вероятности, построенные для нормированных флуктуаций ЪЕ/s1, где у — показатель масштабирования, ложатся вблизи единой кривой, что является признаком статистического самоподобия исследуемых полей. Несмотря на то, что амплитуда электрических флуктуаций в полярной шапке намного меньше, чем в авроральной зоне, количественные характеристики масштабирования полей в двух областях оказываются близкими. Рассматриваются две возможные причины наблюдаемой турбулентной структуры электрического поля в полярной шапке: (1) ее передача из солнечного ветра, который, как известно, обладает турбулентными свойствами, и (2) генерация сдвигами скорости конвекции в области открытых магнитных силовых линий. Обнаруженная зависимость характерного распределения турбулентных электрических полей по области шапки от By ММП, а также корреляция среднеквадратичных амплитуд флуктуаций ЪЕ с Bz ММП и передаточной функцией солнечного ветра (By + Bz2)1/2sin(9/2), где 9 — угол между геомагнитным полем и ММП, пересоединяющимися в случае Bz ММП < 0 на дневной магнитопаузе, наряду с отсутствием зависимости от изменчивости ММП, свидетельствуют в пользу второго механизма.
1. ВВЕДЕНИЕ
До недавнего времени мелкомасштабные электрические и магнитные поля в полярной шапке не привлекали пристального внимания исследователей. Это, по-видимому, объяснялось тем, что амплитуда этих полей, как правило, мала — иногда меньше, чем разрешающая способность измерительных приборов. В отличие от авроральной зоны, мелкомасштабные поля в полярной шапке лишь в редких случаях приводят к структурированным высыпаниям частиц и оптической авроре. Долгое время их интерпретировали как случайную шумовую компоненту.
Вместе с тем, начиная с середины 70-х годов, в ряде работ приводились доказательства (в большинстве случаев основанные на характере Фурье спектров спутниковых данных), что мелкомасштабные электрические и магнитные поля в ав-роральной зоне имеют турбулентную природу [Kintner, 1976; Weimer et al., 1985; Basu et al., 1988;
обзор Antonova, 2002 и ссылки в нем]. Позже, методами вейвлет анализа, а также специальными статистическими методами, было уверенно продемонстрировано, что мелкомасштабные электрические поля в авроральной зоне являются проявлением перемежающейся турбулентности, которая развивается в областях крупномасштабных продольных токов, например [Tam et al., 2005; Golovchanskaya et al., 2006; Kozelov and Golovchanskaya, 2006; Kozelov et al., 2008]. Основаниями для такого вывода послужили: (1) степенной характер логарифмических диаграмм, построенных дискретным вейвлет преобразованием регистрируемых полей в диапазоне масштабов от ~1 км до первых сотен км; (2) степенной характер структурных функций порядков 1—6; (3) негауссов вид функции плотности вероятности P(5E, s) флуктуаций поля 5E, рассматриваемых на различных масштабах s, с крыльями, усиленными на несколько порядков по сравнению с нормальным
распределением; (4) коллапс на одну кривую нормализованных функций плотности вероятности Ps(5E/sy); (5) положительные значения эксцесса (четвертого момента распределений полей) и его рост с уменьшением масштаба s.
Возник вопрос, обнаруживают ли подобные свойства мелкомасштабные электрические поля в полярной шапке.
Ранее, в работе [Stepanova et al., 2003], изучалась функция плотности вероятности P(5PC, т) временных флуктуаций PC индекса, которая, как оказалось, имеет негауссову форму, с усиленными крыльями. Было показано, что на временных масштабах т от десяти минут до двух часов параметр X2, входящий в распределение Кастайнга, которым аппроксимировалась P(5PC, т), и характеризующий степень отклонения P(5PC, т) от нормального распределения (иными словами, перемежаемость), обнаруживает степенную зависимость от масштаба.
Две работы, в которых исследовалась пространственная структура электрических полей в полярной шапке, были выполнены Абелем и коллегами [Abel et al., 2006, 2007] по наблюдениям радара системы SuperDARN c использованием специальной методики, позволяющей локализовать границу между областями открытых и закрытых магнитных силовых линий по радарным данным [Chisham and Freeman, 2004]. Авторами было показано, что структурная функция первого порядка, построенная для пространственных флуктуа-ций скорости конвекции в полярной шапке, а также зависимость пиковых значений функций плотности вероятности P(0, s) флуктуаций скорости конвекции от масштаба, имеют степенной вид в диапазоне масштабов от 45 км до ~1000 км. В работе [Abel et al., 2006] было выдвинуто предположение, что обнаруженная структура скоростей конвекции, а следовательно, электрических полей, передается в полярную шапку из солнечного ветра, который, как известно, обладает турбулентными свойствами (например, [Goldstein and Roberts, 1999]).
Однако, как отмечено в работе [Abel et al., 2006, 2007], радарные измерения электрических полей в полярной шапке относятся к разрозненным, отстоящим друг от друга областям. Хотя это обстоятельство не является препятствием для построения структурной функции и функции плотности вероятности пространственных флуктуа-ций поля на различных масштабах, особенно при многократных радарных измерениях, отсутствие непрерывных рядов данных не позволяет детально проследить, как меняется амплитуда флуктуа-ций 5E при движении от периферии полярной шапки к ее центру, сравнить амплитуды 5E на утреннем и вечернем флангах шапки при разных направлениях By ММП и т.д. Кроме того, в этом
случае невозможно применить методы вейвлет анализа, которые, как показано в работе [Kozelov and Golovchanskaya, 2010], являются наиболее адекватными для выявления свойств масштабирования (в другой терминологии — самоподобия, скейлинга, фрактальной структуры, свободной от масштаба структуры) данных и получения характеристик масштабирования.
Используемые в настоящей работе измерения электрических полей спутником ДЕ-2, далее кратко описанные в разделе 2, свободны от вышеуказанного недостатка. Разрешение данных 16 с-1 (~500 м) почти на два порядка превосходит разрешение радарных измерений, использованных в работах [Abel et al., 2006, 2007], которое составляло 45 км. В разделе 2 также приведен пример локализации границы между авроральной зоной и полярной шапкой с привлечением данных ДЕ-2 о высыпающихся в ионосферу заряженных частицах. В разделе 3 проиллюстрированы свойства масштабирования электрических полей в полярной шапке на масштабах 0.5-256 км; оценки параметров масштабирования сравниваются с их значениями для электрических полей в аврораль-ной зоне. В разделе 4 исследуется связь турбулентных полей в полярной шапке с ММП и изменчивостью ММП. Обсуждение полученных результатов приводится в разделе 5.
2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ДАННЫЕ
В настоящей работе проанализированы измерения ионосферного электрического поля прибором VEFI (Vector Electric Field Instrument) на ДЕ-2, использующим метод двойного зонда. Подробное описание VEFI приведено в работе [Maynard et al., 1981]. Временное разрешение прибора составляло 16 с-1, что при скорости спутника 7.55 км/с соответствует пространственному разрешению ~500 м.
Вопрос о том, следует ли считать наблюдаемые спутником флуктуации 5E временными или пространственными, подробно обсуждался в более ранних работах [Temerin, 1978; Weimer et al., 1985; Pokhotelov et al., 2003; Kozelov et al., 2008]. Различными методами было показано, что в рассматриваемой области частот флуктуации, в основном, связаны с движением спутника через пространственные структуры электрического поля.
В настоящей работе рассмотрены 19 пролетов ДЕ-2 через высокоширотную ионосферу северного полушария (высоты от 300 км до 900 км). На рис. 1 (верхняя панель) показана электрическая компонента вдоль траектории спутника для показательного события 1981 г., день 316, UT = 02:23— 02:40 (далее событие 1 в таблице), которая совмещена во времени со спектрограммами высыпающихся в ионосферу электронов и ионов c энерги-
200
^ 100 РР
0
10
В
о
а «
о X о
л
£
Я К и Л
X
Э
0.1
0.01
10
В
о
а
8 1
х о к я к
и Л
£ 0.1
Э
0.01
ит 02:24 02:27 02:30 02:33 02:36 02:39
65.19 74.26 82.70 ******* 75.93 65.63
мит 8:14 8:45 10:10 14:43 17:34 18:24
Lat 69.55 80.05 89.31 78.57 67.51 56.30
Lon 73.7 73.7 249.6 251.2 250.5 249.8
АК 834 790 738 681 619 557
■108
-106
104
л
н о
К н
102
а о н о
с
^100 -108
106 «
о
104
к н о
<3
102 %
Н О
С
^10°
Рис. 1. (вверху) Компонента электрического поля Ех вдоль траектории ДЕ-2, измеренная в событии 1 из таблицы; (внизу) г— спектрограммы высыпающихся электронов и ионов; оттенками серого цвета показаны дифференциальные потоки частиц. Вертикальными штриховыми линиями показаны границы полярной шапки.
1
События турбулентных электрических полей в авр
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.