Диссертация (1150724), страница 10
Текст из файла (страница 10)
При этом скорость ионов была определенатолько из наблюдений прибора ESA. На рисунке 18 представлена зависимостьминимальной величины параметра энтропии Sb (=pV5/3) внутри НСТ, регистрируемого навнешнем спутнике (r ~ 11 RE), от параметра энтропии Si на внутреннем спутнике (r ~ 9 RE)в тот же момент времени. Красные точки соответствуют событиям с последующейрегистрацией диполизации на внутреннем спутнике, а черные треугольники — событиямбез регистрации НСТ на внутреннем спутнике. Параметр энтропии, как и для наборасобытий на спутнике Geotail, вычислялся с использованием формул из [Wolf et al., 2006].Этот рисунок отражает основной результат работы [Dubyagin et al., 2011]: НСТдоходящие до внутреннего спутника характеризуются параметром энтропии Sb ≤ Si, в товремя как НСТ, останавливающиеся между двух спутников имеют Sb ≥ Si.
В некоторыхсобытиях сразу два спутника находились на радиальном расстоянии r ~ 11 RE, а их YGSMкоординаты различались на ~0.9 RE, что позволило оценить неоднородность НСТ.Наблюдаемые минимальные значения энтропии Sb внутри одного и того же НСТ могутразличаться на 50%–100% (точки, соединенные линиями на рис. 18), что указывает нанеоднородную структуру струйных течений.Рисунок 18. Зависимость минимального значения параметра энтропии Sb, вычисляемого изданных внешнего спутника (r ~ 11 RE, внутри НСТ), от параметра энтропии Si на внутреннемспутнике (r ~ 9 RE) в тот же момент времени (из [Sergeev et al., 2012]). Красные точкисоответствуют событиям, в которых НСТ прошел до внутреннего спутника, а черныетреугольники — событиям, в которых НСТ не был зарегистрирован на внутреннем спутнике.Линиями соединены точки, соответствующие событиям, в которых НСТ регистрировался сразудвумя или тремя внешними (~11 RE) спутниками THEMIS.49В данном наборе, также как и для первого набора, все события с регистрацией НСТна внутреннем спутнике (44 события) были разделены на две группы — события синжекцией на GEO (6.6Inj) и без (No6.6Inj).
Следует отметить, что данные спутниковLANL, находящиеся в открытом доступе, были доступны лишь до 2007 года. По этойпричине информация о наличии или отсутствии инжекции, удовлетворяющей описаннымв предыдущем параграфе критериям, была получена от сотрудников Лос-АламосскойНациональной Лаборатории (Los Alamos National Laboratory, LANL) только в виде ответов«да» или «нет» для каждого события. В дополнение, для большинства событий, в которыхНСТ регистрировались в 01:00 – 11:00 UT, были доступны данные со спутников GOES-11или GOES-12 о магнитном поле на GEO в секторе 21:00 – 02:00 LT.
Это позволило длябольшей части событий проверить наличие диполизации в этой области. Эти два способаопределения инжекций показали хорошую согласованность.На рисунке 19а представлены вариации основных параметров, построенные методомналоженных эпох для НСТ, наблюдаемых на наиболее удаленном от Земли спутникеTHEMIS (~11 RE). Видно, что нет существенных различий в большинстве параметровмежду группами 6.6Inj и No6.6Inj, в том числе в параметре энтропии.
Для данного наборасобытий в двух группах значительно отличаются величины плазменного давления (pp) дои после регистрации фронта диполизации. Для НСТ, регистрируемых на расстоянииr ~ 11 RE от Земли, наиболее типичными являются значения параметра энтропии Sb ~ 0.05–0.07 0нПа(RE/нТ)5/3 (верхняя панель на рис. 19б). При этом видна четкая нижняя границадля значений Sb ~0.03 нПа(RE/нТ)5/3.
Кроме этого, чем больше амплитуда диполизации δBz(разность максимального и минимального значений Bz компоненты магнитного поля,нижняя панель на рис. 19б) и больше по величине разница между параметрами энтропиивнутри НСТ Sb и фоновой плазме S0 (средняя панель на рисунке 19б), тем выше скоростьНСТ (максимальное значение υx компоненты скорости плазмы). Этот результат являетсяеще одним подтверждением модели плазменного пузыря, в которой динамиканедогруженной плазмой трубки определяется в первую очередь разностью Sb-S0.2.3 Роль конфигурации хвоста магнитосферы в формированииинжекций плазмы на геостационарную орбитуИз анализа событий Geotail и THEMIS следует, что при прогнозировании инжекцийплазмы на GEO (т.
е. глубины проникновения НСТ) следует учитывать не только степеньпадения величины параметра энтропии внутри Sb. В главе 1 (раздел 1.4) было показано,50Рисунок 19. (а) Метод наложенных эпох для событий НСТ, зарегистрированных внешнимспутником THEMIS (r ~ 11 RE): плазменное давление pp, концентрация ионов ni, υx компонентаскорости плазмы, Bz компонента магнитного поля, параметр энтропии S = pV5/3. Момент времениT0 соответствует времени регистрации фронта диполизации; красные линии и точкисоответствуют событиям группы 6.6Inj, синие линии и кружочки — событиям группы No6.6Inj. (б)Из наблюдений на внешнем спутнике THEMIS (~11 RE): распределение минимального значенияпараметра энтропии Sb внутри НСТ; зависимость относительной разности величин параметраэнтропии внутри НСТ Sb и в окружающей его плазме S0 (S0 — величина энтропии в моментвремени перед T0) и амплитуды диполизации δBz от максимального значения υx компонентыскорости плазмы.51что наиболее важной величиной является разность величин параметра энтропии внутриНСТ и в фоновой плазме Sb-S0, как и следует из модели плазменных пузырей.
Различия вплазменном давлении pp между группами 6.6Inj и No6.6Inj, продемонстрированные нарисунках 16б и 19а, указывают на то, что конфигурация хвоста магнитосферы важна дляопределения глубины проникновения НСТ.Для подтверждения результата может быть проведен расчет параметра энтропииS = pVγ на GEO по магнитосферной модели. В данной работе использовался следующийалгоритм для расчета параметра энтропии на GEO. В точке геостационарной орбиты(r = 6.6 RE), соответствующей 2 часам MLT (сектор наиболее частого появления НСТ, см.рис. 15 и 17), объем плазменной трубки оценивался вычислением интеграла V = ∫dl/Bвдоль силовой линии по эмпирическим моделям T96 [Tsyganenko, 1995] и TS05[Tsyganenko and Sitnov, 2005].
Исходя из предположения, что в хвосте магнитосферы�⃗ �, использовалась следующая формула для расчетавыполняется баланс сил ∇p = �⃗ × давления pGEO на геостационарной орбите: =−6.6 �−11 ����⃗ + 11 ,�⃗ ��⃗ × (8)����⃗ — элемент длины в нейтральном токовом вдоль хвоста, 11 — давление вгде плазменном слое на 11 RE, которое вычислялось по модели TM03 [Tsyganenko and Mukai,�⃗.2003]. Величина тока рассчитывалась по закону Ампера: ⃗ = (1⁄µ0 )rotЭтоталгоритмпозволилсделатькачественныевыводыопараметрах,контролирующих глубину проникновения НСТ.
На рисунке 20 представлены результатырасчетов для двух наборов событий (Geotail и THEMIS, две верхних и две средних панели,соответственно) и двух моделей (T96 и TS05, левые и правые панели, соответственно).Кроме этого, на рисунке 20 (две нижних панели) представлено распределения параметраэнтропии на GEO SGEO для двух наборов событий, представленных в работе [Boakes et al.,2011]. В этих событиях начало взрывной фазы суббури (брейкап по глобальнымавроральным наблюдениям) сопоставлялось с наличием (6.6Inj) или отсутствием(No6.6Inj) инжекции на GEO (спутники LANL) Из-за отсутствия в некоторых событияхданных о параметрах солнечного ветра получилось 99 брейкапов с инжекцией и 89 безинжекции на геостационарную орбиту.
Следует также отметить, что расчет по моделиTS05 проводился для незначительно меньшего числа событий, так как для этой моделинеобходимы данные о предыстории параметров солнечного ветра.52Рисунок 20. Распределение значений параметра энтропии S = pV5/3 на геостационарной орбите(r = 6.6 RE и 2 часа MLT) для событий с инжекцией плазмы на GEO (6.6Inj, красный цвет) и безинжекции (No6.6Inj, синий цвет). Левая колонка отображает результаты расчетов по модели T96, аправая колонка — по модели TS05. Две верхних панели построены для событий НСТ на спутникеGeotail, две средних панели — для событий НСТ на спутниках THEMIS, две нижних панели — длясобытий из работы [Boakes et al., 2011].На рисунке 20 видно различие в распределение величин параметра энтропии SGEOдля событий с глубоко проникающими НСТ (инжекция на GEO, 6.6Inj) и без инжекции наGEO (No6.6Inj).
Таким образом, для всех трех наборов событий инжекция нагеостационарную орбиту, как правило, наблюдается при больших значениях параметраэнтропии SGEO, что соответствует вытянутой конфигурации силовых линий в ночноймагнитосфере. При этом во всех наборах событий видна граница для величины SGEO. Призначениях величины SGEO ниже определенного значения Sthr, шанс появления инжекции нагеостационарной орбите крайне мал. Так для модели T96 эта величина равнаSthr ~ 0.035 нПа(RE/нТ)5/3, а для модели TS05 — Sthr ~ 0.025 нПа(RE/нТ)5/3.
Таким образом,среднее значение по двум моделям Sthr ~ 0.03 нПа(RE/нТ)5/3.53Роль порогового значения Sthr в формировании инжекций плазмы на GEO (ипроникновения НСТ в эту область) проиллюстрирована на рисунке 21. На этом рисункепредставлена зависимость величины параметра энтропии от радиального расстояния,рассчитаннаяприпомощимоделиTS05.Дляпостроенияэтойзависимостииспользовались отобранные за период с января по февраль 2008 года события спараметрами солнечного ветра двух типов: параметры, соответствующие сильновытянутой конфигурации силовых линий хвоста магнитосферы (отрицательная BzIMFкомпонента межпланетного магнитного поля и динамическое давление pdyn > 2 нПа,красные линии на рис. 21); и параметры, соответствующие спокойным условиям(диполеподобная конфигурация, положительная BzIMF и pdyn < 2.5 нПа, синие линии на рис.21).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
