Диссертация (1150724), страница 12
Текст из файла (страница 12)
В частности, в предыдущей главе было показано, что шанс инжекции плазмы вовнутреннюю магнитосферу (проникновение НСТ в эту область) в первую очередь зависитот конфигурации хвоста магнитосферы (см. раздел 2.3). Поскольку во внутреннейобласти, особенно на геостационарной орбите, работает большое число навигационных икоммуникационных космических аппаратов, развитие методов регулярной диагностикиконфигурации ночной магнитосферы представляет и практический интерес.Из-заогромныхпространственныхмасштабовмагнитосферы,еёсильнойизменчивости и малого количества научных спутников непрерывная оценка магнитнойконфигурации из спутниковых наблюдений невозможна.
Накопленные за многие годыспутниковые данные о магнитном поле в разных областях магнитосферы могут бытьусреднены и использованы для построения эмпирических моделей глобальногомагнитного поля [например, Tsyganenko, 1989; Tsyganenko, 1995]. Эти моделииспользуются во многих работах для решения задач магнитосферной физики ипродолжают активно развиваться [Tsyganenko and Andreeva, 2015], тем не менее, они покане способны отражать в полной мере динамики магнитосферных конфигураций иописывают лишь основные черты медленной эволюции средних состояний магнитосферы.Применение адаптивного моделирования [Kubyshkina et al., 2009, 2011], основанного наэмпирических моделях, но использующего единичные спутниковые данные длякорректировки параметров модельных магнитных конфигураций, позволяет в какой-тостепени учитывать магнитосферную динамику (см. раздел 1.4).
Однако, во-первых,адаптивные модели наиболее точно описывают реальность только в окрестностирасположения этих спутников. Во-вторых, точность конфигураций адаптивных моделейкрайне чувствительна к спутниковому покрытию: для их применения необходимо59определенное расположение достаточного количества спутников, измеряющих магнитноеполе в соответствующих областях магнитосферы.Некоторая информация о магнитной конфигурации может быть получена изнаблюдений параметров плазмы и распределений частиц.
Например, чем выше значенияплазменного давления в плазменном слое, тем более вытянутой является конфигурациясиловых линий в хвосте магнитосферы. Питч-угловые распределения частиц (питч-угол— угол между направлением скорости частицы и вектором магнитного поля B),наблюдаемые над ионосферой, также могут служить источником информации о степенивытянутости силовых линий [Sergeev et al., 1993; Власова и Калегаев, 2014]. Вовнутренней магнитосфере величина магнитного поля B велика, а радиус кривизнысиловых линий (~ ⁄∇) имеет большую величину. В этой области при движениизаряженной частицы сохраняется первый адиабатический инвариант µ = ⋅ sin2 α⁄ (α —питч-угол частицы), так как везде вдоль силовой линии гирорадиус частицы ρ ≪ ⁄∇.При сохранении инварианта μ и полной энергии E частица совершает периодическиеколебания вдоль силовой линии магнитного поля между точками отражения с одинаковойвеличиной магнитного поля = sin2 α⁄.
Если точка отражения находится на высотеионосферы или ниже, то частица поглощается и прекращает свое периодическое движениевдоль силовой линии (высыпающиеся частицы). Сохранение величины означает, чтозахваченные частицы не могут стать высыпающимися (и наоборот), поэтому вовнутренней магнитосфере (т.
е. на низких и средних широтах над ионосферой)наблюдаются сильно анизотропные по питч-углу высыпания заряженных частиц с пустымконусом потерь.При удалении от Земли в хвост магнитосферы радиус кривизны силовой линиимагнитного поля в ее экваториальной части уменьшается, как и величина магнитногополя B. На определенном расстоянии от Земли радиус кривизны становитсясопоставим с ларморовским радиусом частиц соответствующей энергии, массы и заряда,что приводит к нарушению сохранения первого адиабатического инварианта μ для этихчастиц и их рассеянию в конус потерь. При этом вне токового слоя радиус кривизнысиловой линии по-прежнему велик, и рассеяния не происходит. Траекторные расчеты сиспользованием простейших одномерных моделей токовых слоев без учета [Sergeev andTsyganenko, 1982] и с учетом дипольного магнитного поля Земли [Sergeev and Malkov,1988] показали зависимость амплитуды питч-углового рассеяния Δα от параметра = ⁄ (Δα равна разнице питч-углов частицы до и после прохождения ею токового слоя60хвоста).
При помощи тех же траекторных расчетов была проведена примерная оценкапорогового значения этого параметра = ⁄ ≈ 2⁄( ∙ ⁄) ≅ 8,(9)при котором амплитуда рассеяния Δα становится сопоставимой с размером конуса потерь(здесь Bz и Br — нормальная и радиальная, соответственно, по отношению к нейтральномутоковому слою компоненты магнитного поля, а G = mυ/e — жесткость частицы). В работе[Delcourt et al., 1996], в которой проводились траекторные расчеты движения протонов вмодели магнитного поля T89 [Tsyganenko, 1989], исследовалась зависимость амплитудыпитч-углового рассеяния от параметра κ = � ⁄ρ.
Полученное пороговое значениеκ = 2.6 согласуется с выше приведенным значением Kcr (κ2 = 6.76).Согласно условию (9) эффективность питч-углового рассеяния в токовом слоехвоста для частиц определенного сорта и энергии определяется околоэкваториальным�⃗ , ⃗� ≈ 0) радиусом кривизны силовой линии Rc, т. е. определяется(т. е. в области, где �магнитной конфигурацией магнитосферы.
Ближе к Земле от области в токовом слое,характеризующейся значением ≈ 8, на малых высотах должны наблюдаться сильноанизотропные по питч-углу распределения частиц соответствующего сорта и энергии, адальше в хвост от этой области распределения должны быть изотропными в пределахконуса потерь. В свою очередь, граница в нейтральном токовом слое, разделяющаяадиабатическое и неадиабатическиое движение частиц должна соответствовать надночной ионосферой на высоких широтах (авроральный овал) экваториальной границеизотропных высыпаний частиц (изотропная граница, ИГ). Изотропные границы частицразного сорта и энергии над ионосферой в действительности обычно четко определены ихорошо наблюдаются по резкому падению отношения потока высыпающихся частиц кпотоку захваченных частиц. Существует большое число спутников, измеряющих потокиэнергичных заряженных частиц и находящихся на низковысотных (~800 км) полярныхорбитах с периодом обращения ~100 минут.
Изотропные границы, регулярнонаблюдаемые этими спутниками, являются прямым отображением характеристикмагнитного поля, определяющих амплитуду питч-углового рассеяния в токовом слое (т. е.заполнениеконусапотерь),апотомумогутслужитьполезнойидоступнойхарактеристикой магнитной конфигурации ночной магнитосферы.613.2 Пороговое значение параметра K и формирование протонныхизотропных границЧисленный критерий (9) используется в большинстве работ, связанных с процессомпитч-углового рассеяния [например, Shevchenko et al., 2010; Yue et al., 2014; Liang et al.,2014], несмотря на то, что до сих пор не было проведено экспериментальной проверкисуществования порогового значения Kcr и его величины. Из формулы (9) следует, что чембольше энергия заряженных частиц, тем ближе к Земле должна располагатьсясоответствующая им область в ночной экваториальной магнитосфере, в которой ≈ 8, аизотропная граница этих частиц должна наблюдаться на более низких широтах (рис.
24а).Однако в области ночного аврорального овала даже в периоды слабой магнитосфернойвозмущенностиможнонаблюдатькартиныизотропныхвысыпанийпротонов,отличающиеся от представленных на рисунке 24а. В недавно опубликованной работе[Sergeev et al., 2015b] было проведено статистическое исследование морфологии ИГ,наблюдаемых над ночной ионосферой. Авторы работы обнаружили морфологическиеособенности ИГ, не согласующиеся с процессом питч-углового рассеяния в токовом слоехвоста магнитосферы. В частности, во многих исследуемых событиях наблюдалосьпространственное совпадение изотропных границ протонов ~30 и ~80 кэВ (пример нарисунке 24б), частые и резкие скачки потоков высыпающихся частиц вблизи ИГ ипоявление сильно локализованных (десятые градуса исправленной магнитной широты)изотропных высыпаний экваториальнее основной ИГ.
Кроме этого, было показано, чтоизредка могут наблюдаться ИГ с аномальной дисперсией по энергиям — ИГ протонов ~80кэВ могут быть расположены полярнее ИГ протонов ~30 кэВ. Эти особенности протонныхИГ могут быть объяснены существованием других явлений и механизмов, помимопроцесса питч-углового рассеяния в токовом слое, способных приводить к нарушениюадиабатического движения протонов, находящихся на замкнутых силовых линиях. Ктаковым,например,относятсяэлектромагнитныеионно-циклотронныеволны(ElectroMagnetic Ion Cyclotron, EMIC).
Эффективность рассеивания протонов EMICволнами наиболее надежно установлена для отдельно стоящих структур, которые могутнаблюдаться и значительно экваториальнее ИГ [Yahnin and Yahnina, 2007]. [Liang et al.,2014] продемонстрировали два события, в которых EMIC волны наблюдались вэкваториальной магнитосфере в том же секторе, что и ИГ протонов 1–20 кэВ саномальной дисперсией по энергиям. Таким образом, при интерпретации наблюденийнизковысотных полярных спутников всегда необходимо помнить о том, что изотропные62высыпания протонов в окрестности их изотропной границы могут быть сформированы нетолько процессом питч-углового рассеяния в токовом слое.Рисунок 24.
Наблюдения высыпающихся (красная сплошная линия) и захваченных (чернаяпрерывистая линия) энергичных протонов в каналах “P1” (две верхних рисунка) и “P2” (дванижних рисунка) прибора MEPED спутника NOAA-19 для случая (а) разнесенных по широтеизотропных границ и для случая (б) совпадающих изотропных границ протонов ~30 кэВ и ~80 кэВ.Положение изотропных границ протонов ~30 кэВ и ~80 кэВ отмечено на рисунках вертикальнымичерными сплошными линиями.Экспериментальная проверка критерия (9) и исследование сравнительной ролиразных механизмов рассеяния протонов представляет собой сложную задачу, так как вночнойэкваториальноймагнитосфере,гдеформируютсяИГ,труднооценитьзаполненность конуса потерь (изотропность распределения) из-за его малых размеров(~1o).
Поэтому дать ответ на вопрос, какой именно механизм сформировал протонную ИГ,можно лишь сопоставив положение границы изотропии, наблюдаемой над ионосферной(на высоте ~800 км размер конуса потерь ~60о) с конфигурацией магнитного поля вобласти проекции этой границы на магнитный экватор. На данный момент сопоставлениеположений изотропных границ с характеристиками магнитного поля в области ихпроекцийвозможномагнитосферноголишьмагнитногоприполя.условииВиспользованияпредыдущихглобальныхработахдлямоделейсопоставленияионосферных и магнитосферных наблюдений, как правило, использовались эмпирическиемодели глобального магнитного поля [Sergeev and Tsyganenko, 1982; Shevchenko et al.,2010; и др.].
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
