Диссертация (1150724), страница 11
Текст из файла (страница 11)
Серая область на рисунке отображает минимальные значения параметра энтропиивнутри НСТ, наблюдаемые на входе во внутреннюю магнитосферу (события THEMIS,r ~ 11 RE, см. рис. 19б). Если на входе во внутреннюю магнитосферу не существует НСТ спараметрами энтропии меньшими Sb ~ 0.03 нПа(RE/нТ)5/3, то шанс появления инжекции наGEO систематически зависит от величины параметра энтропии SGEO в этой области, что ипроявляется на рисунке 20.Сильно вытянутая конфигурация ночной магнитосферы должна соответствоватьзначительной депрессии Bz компоненты магнитного поля на GEO в области магнитного�⃗ , ⃗� ≈ 0).
На рисунке 22 представлено распределение этой величины,экватора (т. е. где �рассчитанное по модели TS05 также в области GEO (6.6 RE) на 2 часах MLT, для событийиз работы [Boakes et al., 2011] (аналогично нижней правой панели на рисунке 20). Видно,что при диполеподобной конфигурации внутренней магнитосферы (BzGEO > 60 нТ) шансинжекции на GEO мал (инжекция практически невозможна при BzGEO > 80 нТ), в то времякак возникновение инжекции наиболее вероятно при сильно вытянутой конфигурацииночной магнитосферы (BzGEO < 60 нТ).Недавние измерения спутников Van Allen Probe (VAP) позволяют добавить крассмотрению 30 событий инжекций плазмы, сопровождаемых резким и отчетливымфронтом диполизации, зарегистрированных этими спутниками в 2013 году в секторе 21–3часа MLT ближе к Земле от геостационарной орбиты (r < 6.5 RE, данные из работы [Liu etal., 2016]).
На рисунке 23 для этих событий представлено распределение величины BzGEOкомпоненты магнитного поля на GEO (6.6 RE и 2 часа MLT; аналогично рис. 22),рассчитанной при помощи новой модели TA15 [Tsyganenko and Andreeva, 2015]. На этомже рисунке представлено распределение этой величины для объединенного наборасобытий Geotail и THEMIS также рассчитанной по модели TA15. Для всех наборов54Рисунок 21. Радиальные профили параметра энтропии S = pV5/3, рассчитанные по модели TS05 длясильно вытянутой конфигурации силовых линий в ночной магнитосфере (красные линии,интервалы используемых величин BzIMF компоненты межпланетного магнитного поля идинамического давления в солнечном ветре pdyn представлены справа от графика красным цветом)и спокойных магнитосферных условий (синие линии, используемые интервалы BzIMF и pdynпредставлены справа синим цветом).
Горизонтальная серая полоса отображает минимальновозможное значение параметра энтропии внутри НСТ Sb ~ 0.03 нПа(RE/нТ)5/3.Рисунок 22. Распределение значений Bz компоненты магнитного поля 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) для событий из работы [Boakes et al., 2011].55событий видна та же закономерность, что и на рисунке 22 для событий брейкапов изработы [Boakes et al., 2011]. На рисунке 23 также видно, что распределение величиныBzGEO для событий VAP смещено на ~5–10 нТ в сторону меньших значений по сравнениюс распределением этой величины для событий Geotail и THEMIS. Это подтверждает то,что чем больше степень вытянутости силовых линий в ночной магнитосфере, тем ближе кЗемле возможна инжекция плазмы.Рисунок 23.
Распределение Bz компоненты магнитного поля на геостационарной орбите(r = 6.6 RE, 2 часа MLT) для обобщенного набора событий Geotail и THEMIS (группы 6.6Inj иNo6.6Inj — с инжекцией и без инжекции на GEO, соответственно) и набора событий VAP(инжекция на r < 6.5 RE).2.4 Обсуждение результатовУвеличение плазменного давления p в плазменном слое означает усиление токапоперек хвоста, что приводит к вытягиванию силовых линий в хвосте магнитосферы,депрессии Bz компоненты магнитного поля в токовом слое и как следствие к увеличениюобъема плазменных трубок V (с единичным магнитным потоком). Поэтому параметрэнтропии S = pV5/3, оцениваемый на фиксируемом расстоянии от Земли (например, наGEO), является интегральной величиной, хорошо характеризующей степень вытянутостисиловых линий в хвосте магнитосферы для конкретного момента времени.
Согласномодели плазменных пузырей, радиальное распределение величины этого параметра вхвостемагнитосферыявляетсяоднимизфакторов,контролирующихглубину56проникновения НСТ и шанс инжекции плазмы во внутреннюю магнитосферу. Другойважный с точки зрения этой модели параметр — величина параметра энтропии внутриНСТ Sb. Если эта величина меньше или равна величине параметра энтропии в заданнойобласти внутренней магнитосферы S0 (Sb ≤ S0), шанс появления инжекции в этой областивысок.
Обе указанные закономерности подтверждены в нашей работе. Проникающие догеостационарной орбиты НСТ на входе во внутреннюю магнитосферу в среднем имеютменьшие величины параметра энтропии Sb, в сравнении с теми НСТ, которые не достиглиGEO (рис. 16б и 19а). Однако предсказательная роль собственно Sb для прогнозированияинжекций плазмы во внутреннюю магнитосферу невелика, поскольку в большей степениглубинапроникновенияНСТопределяетсямагнитнойконфигурациейночноймагнитосферы (pp на рис.
16б и 19а, рис. 20, 22 и 23). Кроме того, само определениевеличины параметра Sb затруднено из-за высокой структурированности НСТ (сравниточки, относящиеся к одному событию и соединенные линиями на рис. 18).В нашем исследовании подтверждено, что только небольшая часть НСТ,зарегистрированных на входе во внутреннюю магнитосферу, достигает геостационарнойорбиты. В частности, в наборе событий Geotail только в 23 (38%) событиях из 61наблюдается инжекция на GEO. Схожий результат получен и для набора событийTHEMIS: только 16 из 36 (44%) НСТ достигли GEO.
Эти результаты хорошо согласуютсяс результатами работы [Takada et al., 2006], в которой только ~30% НСТ наблюдалисьсразу на двух радиально удаленных на ~5 RE спутниках (ближайший к Земле спутникрасполагался на r ~ 7–12 RE, см. раздел 1.2). С другой стороны, при небольшомрадиальном расстоянии между двумя спутниками THEMIS 80% (44 из 55) НСТ,наблюдаемых на внешнем спутнике (r ~ 11 RE), доходит до внутреннего (r ~ 9 RE).Обобщая эти результаты, следует полагать, что большинство НСТ останавливается нарасстояниях 7–10 RE от Земли — в области больших градиентов магнитного поля. Такимобразом, область ночной магнитосферы, расположенная у геостационарной орбитыявляется областью, перед которой останавливается большая часть НСТ.С точки зрения модели плазменных пузырей НСТ должен остановиться вблизигеостационарной орбиты (6.6 RE), если значение параметра энтропии в этой области равно(или меньше) Sthr ~ 0.03 нПа(RE/нТ)5/3, так как в этом случае на входе во внутреннююмагнитосферу не найдется ни одного НСТ, характеризующегося параметром энтропииSb < 0.03 нПа(RE/нТ)5/3 (верхняя панель на рис.
19б). Значения SGEO < 0.03 нПа(RE/нТ)5/3отображают спокойные магнитосферные условия, когда магнитная конфигурация ночнойвнутреннеймагнитосферыявляетсядиполеподобной.ПроникновениеНСТза57геостационарную орбиту (ближе к Земле) становится возможным в случае вытянутойконфигурации силовых линий ночной магнитосферы, когда величина параметра энтропииSGEO превышает порог Sthr ~ 0.03 нПа(RE/нТ)5/3. В этом случае, некоторые НСТ спараметрами энтропии 0.04–0.06 нПа(RE/нТ)5/3 (верхняя панель на рис. 19б) смогут пройтидо GEO и создать инжекцию плазмы в этой области. Эти выводы в некоторой степенипротиворечат результатам, представленным на рисунке 20, согласно которому некоторыеинжекции на GEO наблюдаются и при SGEO < 0.03 нПа(RE/нТ)5/3.
Однако следуетучитывать, что расчет параметра энтропии на GEO проводился по эмпирическим моделям,причем получены значительные (~50%) различия в оценке параметра SGEO по двуммоделям (T96 и TS05). Отметим также, что в модели плазменных пузырей нет учетавзаимодействия движущегося НСТ с окружающей плазмой, в то время как в наблюденияхвиден рост давления на фронте НСТ, которое частично компенсирует падение давлениявнутри (например, рис.
19а; также см. разделы 1.2 и 1.4). Также из-за влияния дрейфов вовнутренней области магнитосферы может происходить обмен плазмой между НСТ иокружающей средой, что может приводить к изменению величины параметра энтропиивнутри НСТ. Таким образом, условие формирования инжекции (условие равенствапараметров энтропии внутри НСТ и в фоновой плазме в области его остановки (Sb ≈ S0))может каким-то образом модифицироваться во внутренней магнитосфере. Этот вопростребует дальнейшего изучения.
Некоторые пороговые значения параметра энтропии нагеостационарной орбите Sthr (вертикальные пунктирные линии на рис. 20) вдействительности могут иметь несколько другие значения и оказаться ближе кминимально возможным значениям Sb, наблюдаемым внутри НСТ на входе вовнутреннюю магнитосферу.Более определенной и однозначной характеристикой степени вытянутости силовыхлиний в ночной магнитосфере (конфигурации хвоста) является величина Bz компонентымагнитного поля на магнитном экваторе во внутренней области.
Из рисунков 22 и 23видно, что шанс инжекции на GEO систематически зависит от этой величины в даннойобласти. Для наборов событий спутников Geotail, THEMIS и событий брейкапа из работы[Boakes et al., 2011] шанс инжекции на GEO возрастает при BzGEO < 60 нТ и мал приBzGEO > 60 нТ. При этом пороговое значение величины BzGEO для формирования инжекцииближе к Земле (r < 6.5 RE, события спутников VAP) меньше и равно ~50–55 нТ.58Глава 3Диагностика магнитной конфигурации ночной магнитосферыпо наблюдениям протонных изотропных границ3.1 Магнитная конфигурация ночной магнитосферы и процесспитч-углового рассеяния в токовом слоеДиагностика конфигурации ночной магнитосферы играет важную роль длямониторинга и исследования развития возмущений в периоды магнитосферных суббурь ибурь.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
