Диссертация (1150724), страница 15
Текст из файла (страница 15)
Видно, что часть наблюдаемыхизотропных границ расположена экваториальнее модельных не более чем на 3o, в то времякак сдвиг наблюдаемых относительно модельных границ к полюсу среди всех событий непревышает 1o. Получившееся распределение взаимных расположений двух типов границизотропии может объясняться неточностью модельных конфигураций.
В связи с этимотметим, что максимальная разница исправленных магнитных широт для группы “D1” —2o, для группы “D2” — 3o. В группе событий с большей достоверностью модельныхконфигураций максимальное значение параметра K (~35) всё ещё значительно большепредсказываемого Kcr ~ 8, то есть проекции ряда наблюдаемых изотропных границ (PIB)расположены ближе к Земле по сравнению с модельными (MIB). Можно предположить,что изотропные границы для событий с K < 16 могут быть сформированы в процессепитч-углового рассеяния в токовом слое, в то время как, в событиях с K > 16 вформировании изотропных границ должен участвовать другой механизм.Рисунок 28.
Распределение величины параметра K (a) в зависимости от энергии протонов E и (б)от разницы исправленных геомагнитных широт модельной (cMLatMIB) и наблюдаемой (cMLatPIB)изотропных границ. Красные звездочки и прерывистая линия красного цвета (средняя линия)соответствуют событиям из группы “D1”, черные кружочки и черная прерывистая линия (средняялиния) — событиям из группы “D2”.Как уже упоминалось раннее, для протонов с энергией ~20–100 кэВ наиболеевероятно расположение области генерации EMIC волн вблизи плазмопаузы [Yahnin andYahnina, 2007].
На рисунке 29 представлено сравнение положений проекции наблюдаемых73изотропных границ (RPIB) и положений плазмопаузы (RPP) для группы событий “D1”.Проекции, в области которых конфигурация магнитного поля соответствует значениямпараметра K < 16, в основном лежат за плазмопаузой. В нескольких таких событияхпроекции находятся в окрестности плазмопаузы только для случаев с аномальнобольшими размерами плазмосферы (8–9 RE). В событиях, в которых K > 16, проекцииизотропных границ в основном находятся на расстоянии не более 1 RE от плазмопаузы иливнутри плазмосферы.Рисунок 29.Сравнение положений плазмопаузы (RPP по оси абсцисс) и проекций изотропныхграниц протонов ~30 кэВ и ~80 кэВ (RPIB по оси ординат) для группы событий “D1”.Синие ромбысоответствуют событиям, в которых K < 16, оранжевые крестики — событиям, в которых K > 16.3.6 Обсуждение и заключениеПри интерпретации полученных значений параметра K = Rc/ρ в области проекцийизотропных границ протонов ~30 и ~80 кэВ важно учитывать, что проецированиепроводилось при помощи модели.
При построении конфигураций адаптивной моделиAM03 в каждом событии использовались единичные измерения 3-х (редко 5) спутниковTHEMIS, располагавшихся в окрестности нейтрального токового слоя на расстояниях 5–11 RE от Земли в окрестности проекций ИГ. Наличие спутников THEMIS-A и THEMIS-E,имеющих практически совпадающие координаты X и Y, но разнесенных по оси Z нарасстояние в ~1 RE, должно обеспечить наилучшее описание моделью AM03 плотноститока и радиуса кривизны силовых линий реального магнитного поля экваториальноймагнитосферы в этой области. Для оценки точности построенных модельныхконфигураций и проецирования был введен ряд параметров, потенциально влияющих надостоверность полученных результатов.
Среди них учитывалось положение проекции ИГотносительно спутников THEMIS (∆1 и ∆2 , рисунки 25д и 25е, соответственно),74величина невязки между модельными и реальными магнитными полями (δ и δ ,рисунки 25з и 25ж, соответственно), измеряемыми этими спутниками, а также уровеньизменчивости наблюдаемого магнитного поля (δ , рисунок 25и). С использованиемэтих параметров все события были разделены на две группы, с наибольшей и наименьшейточностью проецирования и вычисления параметра K, для их сравнительного анализа.Согласно предыдущим модельным траекторным расчетам [Sergeev et al., 1993,Delcourt et al., 1996] область в нейтральном токовом слое хвоста, которой соответствуютнаблюдаемые над ионосферой ИГ протонов, должна характеризоваться значениемпараметра K ~ 8.
В разделе 3.5 показано, что для тех случаев, в которых проецированиеизотропных границ протонов ~30 кэВ и ~80 кэВ и вычисление величины параметра Kпроводились с наибольшей точностью (группа “D1”), его значения лежат в интервале от 4до 35. В остальных событиях, в которых точность проецирования и вычислений былахуже (группа “D2”), в точках проекций этих границ величины параметра K лежат вшироком интервале от 4 до 68. Наиболее вероятно, что значения K > 35 не отражаютреальных характеристик магнитного поля в области проекций протонных изотропныхграниц, так как они появляются только в событиях группы “D2”. Общая нижняя границазначений параметра K (~4, рис.
27 и 28) для всех событий является подтверждениемсуществования границы в ближней к Земле части нейтрального токового слоя хвоста,начиная с которой и дальше в хвост происходит питч-угловое рассеяние протонов ~30 кэВи ~80 кэВ. Наибольшее число значений K лежит в интервале от 4 до 16, что соответствуетпредсказываемой величине K ~ 8 с точностью до фактора 2 (указывающий на возможнуюнеточность процедуры анализа). Значения, не попавшие в этот интервал, могут бытьобъяснены присутствием в ночной магнитосфере волновых процессов, приводящих квысыпаниям протонов в окрестности их изотропных границ или существованием резкихградиентов магнитного поля, которые не могут быть отображены в модельныхмагнитосферных конфигурациях.В работе [Yang et al.
2013] по данным моделирования подготовительной фазысуббури было получено, что в условиях сильной конвекции на границе с внутреннеймагнитосферой может происходить группировка траекторий инжектированных частиц,которое приводит к формированию резких радиальных градиентов магнитного поля в этойобласти. Однако, процесс рассеяния в токовом слое хвоста даже при условиисуществования резких градиентов магнитного поля не может приводить к формированиюизотропных границ с аномальной дисперсией по энергии [Sergeev et al., 2015b]. Как ужеговорилось в разделе 3.2, в работе [Liang et al., 2014] была показана возможность75существования в плазменном слое хвоста EMIC волн, способных рассеивать протоны сэнергией от 1 кэВ в конус потерь. Наиболее благоприятные условия для появления EMICволн существуют в областях с холодной плазмой — в плазмосфере.
Сопоставлениеположения плазмопаузы и проекций изотропных границ протонов в токовый слой хвостамагнитосферыпоказало,чтоподавляющеебольшинствопроекций,которымсоответствуют значения K > 16, находятся на расстоянии не более 1 RE от плазмопаузыили внутри плазмосферы (рис. 29). В то же время, близкое к плазмопаузе расположениепроекций изотропных границ, для которых 4 < K < 16, достигается лишь в условияханомально больших размеров плазмосферы (8–9 RE).
Опираясь на результаты предыдущихисследований, можно сказать, что наиболее вероятно пороговое значение параметра K вхвосте магнитосферы для протонов ~30 кэВ и ~80 кэВ, при котором в токовом слое хвостаамплитуда питч-углового рассеяния становится больше конуса потерь, соответствуетзначению ~8 (с точностью до фактора 2). Однако, в дополнение к рассеянию в токовомслое, высыпания энергичных протонов в окрестности их изотропных границ могутформироваться и за счет волновых процессов (EMIC волны и др.).Величина параметра K в точке проекций изотропных границ на экватор для канала“P1” (протоны 30–50 кэВ) в большинстве событий оказалась больше величины этогопараметра в точке проекции изотропной границы, наблюдаемой в канале “P2” (протоны80–125 кэВ). Подобное поведение величины параметра K может объясняться недостаточнобольшими модельными радиальными градиентами поля по сравнению с реальными.Однако, возможно, что критическое значение параметра K, различается для протоновразных энергий.
Следует также учитывать, что EMIC волны более эффективны прирассеянии протонов меньших энергий [Liang et al., 2014], чем также можно объяснитьотличающиеся значения параметра K для протонов разных энергий в точках проекций ихизотропных границ, которые потенциально были сформированы не процессом рассеяния втоковом слое (K > 16). Этот вопрос требует дальнейших исследований.76ЗаключениеВ данной работе представлено исследование условий, при которых происходятинжекции плазмы во внутреннюю магнитосферу Земли. Получены новые доказательстватого, что инжекции являются следствием проникновения нестационарных струйныхтечений из плазменного слоя хвоста магнитосферы в эту область. Наиболее важныйрезультат работы заключается в том, что вероятность инжекции плазмы и проникновениянестационарного струйного течения на геостационарную орбиту в первую очередьопределяетсямагнитнойконфигурациейхвостамагнитосферы.Этотрезультатподчеркивает актуальность и важность дальнейшего развития методов диагностикимагнитной конфигурации внутренней магнитосферы.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
