ГЕОМАГНЕТИЗМ И АЭРОНОМИЯ, 2011, том 51, № 2, с. 202-213
УДК 524.1+550 385
ВЕРИФИКАЦИЯ МОДЕЛЕЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ПО ИЗМЕРЕНИЯМ
ПРОТОНОВ СКЛ В МАГНИТОСФЕРЕ
© 2011 г. Л. Л. Лазутин1, Е. А. Муравьева1, К. Кудела2, М. Сливка2
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына, Московского Государственного университета им. М.В. Ломоносова, Россия 2Institute of Experimental Physics, Slovak Acad. Sci., Watsonova 47, 04001 Kosice, Slovakia,
e-mail: III@srd.sinp.msu.ru Поступила в редакцию 07.10.2009 г.
После доработки 30.04.2010 г.
Измерения протонов СКЛ в магнитосфере могут использоваться для верификации моделей магнитного поля Земли. Во время сильной магнитной бури 29—30.10.2003 г. на низковысотном спутнике КОРОНАС-Ф были измерены широтные профили высыпающихся солнечных космических лучей с энергией 1—90 МэВ. Поток высыпающихся протонов может поддерживаться равным межпланетному только за счет сильной питч-угловой диффузии возникающей при близости радиуса кривизны силовых линий и ларморовского радиуса вращения частицы. Наблюдаемые границы области сильной диффузии можно сравнить с ожидаемыми по модели магнитного поля магнистосферы Земли. Рассчитанные по модели TS05 и параболической модели значения параметра адиабатичности для нескольких моментов пролетов спутника КОРОНАС-Ф не всегда соответствуют результатам измерений. Приводятся соображения о возможных изменениях в модельных конфигурациях магнитного поля, способных устранить расхождения с экспериментом и объяснить глубокое проникновение солнечных протонов мэвных энергий во внутреннюю магнитосферу Земли.
1. ВВЕДЕНИЕ
Конфигурация и динамика магнитосферы Земли во время магнитных бурь, особенно во время сильных магнитных бурь, являются предметом серьезного внимания, поскольку эти знания необходимы для понимания процессов в магнитосфере, численного моделирования этих процессов и для прикладных задач космической погоды. От простых моделей прошлых лет, управляемых одним параметром, разработчики моделей магнитосферы пришли к сложным многопараметрическим конструкциям, учитывающим не только текущее состояние солнечного ветра, но и его развертку во времени в данной конкретной буре. Магнитное поле в этих моделях представляется суперпозицией внутреннего магнитного поля Земли и полей внешних источников — токов, текущих в магнитосфере. Многие модели достаточно точно предсказывают временной ход кольцевого тока и измерения магнитного поля на спутниках [Tsyganenko and Sitnov 2005; Alexeev et al., 2003; Алексеев и Калегаев, 2008].
Однако несмотря на несомненный прогресс, сам факт непрерывного усложнения моделей свидетельствует о неудовлетворенности разработчиков и потребителей. В сущности, хорошего согласия предсказаний с наблюдаемым на Земли эффектом кольцевого тока можно добиться различным сочетанием токовых систем, составляющих модель, поэтому одного согласия пред-
сказанной моделью и измеренной Лй-вариацией не достаточно для того, чтобы быть уверенным в точности модели. Требуются дополнительные независимые тесты, и одним из пробников являются солнечные космические лучи, динамика и структура их проникновения в магнитосферу Земли.
Солнечные космические лучи (СКЛ) проникают в спокойное время в глубь магнитосферы Земли до авроральных широт, и вплоть до Ь = 2.5 во время сильных магнитных бурь. Траектории движения частиц больших энергий (>100 МэВ) по штермеровским орбитам в магнитном поле рассчитываются численно, и точность таких расчетов, их соответствие экспериментальным данным, лишь в слабой степени зависит от точности применяемых моделей магнитного поля Земли. В области низких энергий (1—100 МэВ), о которых и будет идти речь в данной работе, влияние внешних источников магнитного поля на проникновение протонов резко возрастает. Более того, меняется и сам харакер проникновения: протоны больших энергий приходят прямо, свободно, и при анизотропном распределении СКЛ в межпланетном пространстве образуют выделенные ограниченные зоны прихода. Протоны мэвных энергий лишь в полярную шапку проникают свободно вдоль магнитных силовых линий. В авро-ральной зоне, на замкнутых силовых линиях, их движение подобно частицам радиационных поясов, и границы проникновения смыкаются, вы-
страиваясь вдоль дрейфовых траекторий. Отличия в характере движения протонов в хвосте и в авроральной зоне особенно четко видны при анизотропном приходе частиц от Солнца. По измерениям на спутнике КОРОНАС-Ф такой случай се-веро-южной асимметрии был рассмотрен в работе [Лазутин и Кузнецов, 2010]. Поток протонов, уменьшенный на порядок в северной полярной шапке по сравнению с южной, резко возрастает и вырывается при переходе в зону квазизахвата, что свидетельствует о движении частиц вдоль силовой линии между зеркальными точками. В отличие от динамики протонов на замкнутых дрейфовых орбитах радиационного пояса, здесь адиабатические инварианты не сохраняются, и нет однозначности в характере проникновения протонов СКЛ. Известны случаи накопления солнечных протонов, частичный захват, в результате чего при переходе от полярной шапки в авроральную зону регистрируемый поток частиц возрастает, в других случаях такого возрастания не происходит. Обсуждение этих эффектов содержится в обзоре Переясло-вой, [1982]. Кроме того, границы проникновения СКЛ на ночной и дневной стороне в общем случае не одинаковы, это связано с недипольной конфигурацией реальной магнитосферы и с особенностью питч-угловой диффузии частиц [Ильин и др., 1984; Кузнецов и Юшков, 2002].
Таким образом, пространственное распределение солнечных протонов многообразно, и это многообразие есть результат реакции СКЛ на изменение конфигурации магнитосферы. Поэтому измерения структуры проникновения протонов СКЛ могут служить средством исследования магнитосферы. Однако успехи в этом направлении пока довольно скромны. Наиболее развитым полем столкновения СКЛ и моделей магнитосферы является расчет глубины проникновения СКЛ во внутреннюю магнитосферу, моделирование жесткости обрезания путем траекторных расчетов. Для спокойной магнитной обстановки результаты моделирования дают приемлемое согласие, тогда как для повышенной активности, особенно для сильных магнитных бурь, расчетная глубина проникновения не соответствует эксперименту, какие бы модели магнитосферы не применялись: протоны всегда проникают на более низкие широты. Так, в траекторных расчетах, выполненных в работах [Kress et al., 2005], протоны с энергией 15 МэВ должны проникать лишь до L = 3.7, тогда как по наблюдениям на спутнике НЕО граница проникновения (ГП) располагалась на L = 2.5, и авторы вынуждены были предположить дополнительно существование радиальной диффузии, которая продвигает протоны ближе к Земле. Наши измерения во время той же бури на спутнике КО-РОНАС-Ф показали, что граница проникновения 24.11.2001 г. держится на расстоянии L < 3 в течение 8 ч. от начала главной фазы до начала фа-
зы восстановления, в максимуме бури доходя до L = 2.3 ^а2иИп й а1., 2009]. Расхождение эксперимента с результатами расчета свидетельствуют о том, что либо методика расчета ошибочна, либо неточны используемые при расчете модели магнитосферы.
В настоящей работе представлены первые результаты сравнения предсказания современных моделей магнитосферы с измерениями солнечных протонов на полярном спутнике КОРОНАС-Ф во время серии экстремальных магнитных бурь в октябре 2003 г. Необходимо отметить, что такие экстремально сильные бури наблюдаются редко, и поэтому модели магнитосферы основывались на измерениях во время не столь сильных возмущений. В этой связи приведенные ниже результаты не следует рассматривать как критику моделей в целом, но лишь как оценку возможности экстраполяции на структуру магнитосферы во время сильных магнитных бурь.
2. МОДЕЛИ МАГНИТОСФЕРЫ И ШИРОТНЫЕ ПРОФИЛИ ПРОТОНОВ СКЛ
2.1. Магнитная обстановка в октябре 2003 г.
Подробный анализ развития октябрьских событий представлен в ряде работ, из которых отметим комплексный разбор возмущений от Солнца до Земли в работе [Панасюк и др., 2004]. Магнитная буря 29—31 октября 2003 года была одной из самых сильных бурь прошедшего цикла солнечной активности. Собственно, это была не одна буря, а цепочка из трех бурь с нарастающей мощностью (рис. 1). Одновременно на орбите Земли регистрировался повышенный поток солнечных космических лучей. По этой ли причине, или по другой, но в измерениях солнечного ветра на спутнке АСЕ наблюдались длительные пробелы, что привело к определенным трудностям в наших расчетах конфигурации магнитосферы по модели Цыганенко Т805, которая требует в качестве входных параметров пятиминутные значения Bz-ком-поненты межпланетного магнитного поля, скорости и плотности солнечного ветра. Преодолеть эти трудности помогла работа ^тйпеу е! а1., 2005], посвященная восстановлению параметров солнечного ветра во время этой бури по измерениям на других спутниках и по косвенным признакам.
2.2. Солнечные космические лучи в магнитосфере
Измерения протонов СКЛ проводились на низковысотном (500 км) спутнике КОРОНАС-Ф с круговой полярной орбитой. Спектрометр имел четыре энергетических интервала протонов, 1—5, 16—26, 26—50 и 50—90 МэВ. За один оборот вокруг
нТл (8уш), 29 - 31.10.2003 г.
Рис. 1. Вариации индекса Dst 8уш 29.31.10.2003 г. Моменты пролетов КОРОНАС-Ф, анализируемые в работе, указаны стрелками.
Земли за 90 мин широтные профили проникающих в магнитосферу частиц измерялись четыре раза. Результаты измерений, исследование проникновения и захвата солнечных космических лучей на дрейфовые оболочки подробно описаны в работах [ЬашИп е! а1., 2006; Лазутин и др., 2007], что позволяет нам перейти к обозначенной выше теме.
На рис. 2 приведены широтные профили протонов в трех энергетических каналах в максимуме второй магнитной бури из трех в октябрьской цепочке бурь. При всем разнообразии радиальных профилей солнечных протонов в магнитосфере можно выделить этот, как один из наиболее распространенных профилей — с постоянной интенсивностью как в полярной шапке, так и в зоне квазизахвата. На самой границе проникновения кривые для разных энер
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.