CC BY
39
УДК 550.383
ТРИ СОБЫТИЯ ДИПОЛИЗАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ПО ДАННЫМ СПУТНИКОВ THEMIS И. А. Корнилов, Т.А. Корнилова
Полярный геофизический институт КНЦ РАН
Аннотация
Представлены результаты анализа измерений потоков электронов и протонов, а также магнитных полей в ближней магнитосфере спутником ^emis A с использованием цифровых телевизионных данных канадской станции KUUJ. В течение около полутора часов, удаляясь от Земли с расстояния 5 до 6.5 Re, спутник зарегистрировал 3 последовательных, почти идентичных события диполизации магнитного поля, которые сопровождались очень похожими активизациями сияний. При этом вариации потоков электронов и протонов были радикально различными. Высказывается предположение, что процесс магнитосферной суббури нельзя объяснить в рамках какой-либо стандартной единой схемы, т.е. магнитосферная плазма способна освобождаться от избыточной энергии различными путями.
Ключевые слова:
магнитосфера, суббуря, диполизация, ускорение электронов и ионов.
Введение
В настоящее время существуют несколько различных моделей развития магнитосферной суббури, являющейся быстрым взрывным процессом высвобождения внутренней энергии плазмы, постепенно накопленной в магнитосфере под воздействием солнечного ветра. Доминирующими являются две модели суббури - модель импульсного пересоединения в хвосте магнитосферы (на расстояниях 15-25 земных радиусов (Re) [1], и модель разрыва тока в ближней магнитосфере (5-7 Re) [2]. Ни одна из моделей не способна объяснить все детали развития суббури (ускорение протонов и электронов до энергий 300-500 кэВ, генерацию различных типов волн, взрывную активизацию полярных сияний и т. д.). Сторонники той и другой модели выпукло представляют экспериментальные данные, подтверждающие их точку зрения, при этом игнорируя результаты, ей противоречащие. Кроме того, Акасофу недавно указал на принципиальные теоретические трудности, связанные с аннигиляцией магнитного поля в процессах магнитного пересоединения без воздействия внешних сил [3]. Нам представляется, что попытки объяснить процессы магнитосферной суббури в рамках некоторой единой, жесткой схемы в принципе ошибочны. Не исключено, что магнитосферная суббуря может развиваться по заметно отличающимся сценариям, в которых присутствуют и процессы магнитного пересоединения, и процессы, связанные с разрывом тока, при этом внешние проявления суббури (например, диполизация и полярные сияния) могут быть очень похожими. Ведь не секрет, что все нынешние проблемы управляемого термоядерного синтеза именно с тем и связаны, что энергонасыщенная плазма оказалась удивительно изобретательной на способы освобождения от избыточной энергии.
Экспериментальные результаты
На рис. 1 представлены наземные данные о яркости полярных сияний (Канада), а также о вариациях магнитного поля и потоков электронов (спутник Themis A). Для измерения потоков частиц на спутнике были установлены два различных детектора. Электростатический анализатор (ESA) использовался для измерения потоков электронов и протонов в диапазоне энергий 10 эВ -30 кэВ с высоким угловым разрешением в 32 энергетических каналах. Полупроводниковый твердотельный детектор (SST), измерял потоки электронов и протонов с энергиями 30 кэВ -
2 МэВ в 30 энергетических каналах. Положение спутника в магнитосфере (1) представлено в трех проекциях (горизонтальная ХУ - примерно плоскость земной орбиты, и двух вертикальных 2Х - вдоль линии Земля-Солнце и 2У - перпендикулярно этой линии). В рассматриваемый интервал времени спутник удалялся от Земли, переместившись примерно с 5 до 6.5 Яе в горизонтальной плоскости. Ниже показано поведение энергетического спектра электронов (2) и вариации (3) Б2 компоненты магнитного поля (фрагменты из базы данных CDAWeb). На фрагменте (3) три временных интервала диполизаций (характерные вариации Б2 компоненты) отмечены горизонтальными линиями. Последняя, четвертая диполизация (01.50 ЦТ) в статье не рассматривается, т.к. она плохо отражена в сияниях (они сместились на север, за пределы поля зрения телевизионной камеры). Все три диполизации хорошо коррелируют с вариациями потоков электронов,
Рис. 1. Проекция траектории спутника ТНвт™ А на
яркостью и движениями полярных плоскости ХУ, 1У, IX (1), энергетический спектр „ ^
’ ’ ' х ^ сияний. Динамика последних отражена
электронов (2), Б2-компонента магнитного поля (3), г „ ,.ч „
, ^ ч . на обычной (4) и подвергнутой
обычная (4) и подвергнутая фильтрации (5) „ 1
' 7 т^тттттх высокочастотной Фурье-фильтрации (5)
кеограммы сиянии (Канада, станция Киш)
^ х кеограммах, показывающих временные и
пространственные вариации светимости вдоль профиля север-юг. Наблюдаемые сияния очень похожи
по яркости и динамике не только на кеограмме, но также и на соответствующих сериях
последовательных телевизионных кадров. Однако энергетические спектры электронов и протонов для
трех событий принципиально отличаются (2). Как видно из рисунка, для первой диполизации
энергетический спектр электронов имеет ярко выраженный осциллирующий характер. Некоторые
детали этого спектра ранее уже обсуждались авторами [4]. Вторая диполизация сопровождается
существенным увеличением потока электронов без заметного увеличения их средней энергии. В
третьей диполизации, напротив, поток электронов не увеличивается, однако их средняя энергия сильно
возрастает. Важно также отметить наличие характерных временных задержек между диполизациями,
потоками электронов и сияниями.
Рассмотрим эти три случая более детально.
На рис. 2 представлены данные для 1-го интервала диполизации (00.00-00:15 ЦТ) с максимальным временным разрешением аппаратуры (3 сек.). Процесс диполизации (1) сопровождается интенсивными пульсациями в спектре электронов и протонов (2, 3), отчетливо коррелирующими с сильными вариациями электрического поля. При этом потоки электронов и протонов полностью в противофазе, т.е. электрическое поле ускоряет электроны и тормозит протоны (4, 5). Как было показано ранее [4], а также хорошо видно на спектре, потоки электронов высоких и низких энергий (2-20 кэВ и 10-500 эВ) отчетливо антикоррелируют, т.е. происходит ускорение местных электронов холодной плазмы, а не перенесенных из удаленного хвоста. Энергия, на которой поток электронов максимальный (измерялась для энергий электронов больше 200 эВ), также сильно варьирует - от 0.6 кэВ до 5-6 кэВ (6).
Заметим, что в данном случае детектор SST не регистрирует заметного возрастания потока электронов с энергиями более 30 кэВ, однако возрастание потоков протонов примерно такое же, как и для двух последующих диполизаций. К сожалению, эти данные содержат существенные дефекты и пропуски, поэтому не представлены на рисунке. Важно также отметить, что начало активного процесса, детектируемого спутником (00:04:40 UT), практически никак не отражается в сияниях (7). Сияния активизируются и начинают двигаться к северу на 2 минуты позже, около 00:07:00 UT.
Рис. 3 соответствует 2-му интервалу диполизации (00:25-00:35 UT). На спектре (2) хорошо видны большие потоки электронов, очевидно, оставшихся в магнитосфере от процессов, связанных с предыдущей диполизацией. В отличие от предыдущего случая, здесь не отмечается заметных изменений энергии электронов (6). Энергия, на которой поток максимален, возрастает менее чем от 3 до 5 кэВ. При этом поток возрастает почти в 2 раза, как для электронов, так и для протонов (4, 5). На кеограмме (7) можно увидеть движущиеся к югу северные структуры (00:25-00:32 UT), затухающие перед началом активизации сияний в зените, а момент активизации имеет тенденцию к запаздыванию относительно вариаций в спектрах и магнитном поле на 20-30 секунд.
Рис. 4 показывает экспериментальные данные для 3-го случая диполизации (01:15-01:25 UT). Перед
активизацией (01:15-01:18:30 UT)
потоки электронов и протонов в окрестности спутника еще выше, чем перед двумя предыдущими диполизациями (по-видимому, каждая активизация приводит к
возрастанию и суммированию потоков). При активизации поток электронов с энергиями 4-6 кэВ
практически не меняется (4), небольшое уменьшение, очевидно, связано с тем, что энергия электронов приближается к верхней границе детектора. Часть электронов не регистрируется детектором ESA и переходит в диапазон детектора SST, который регистрирует увеличение потоков электронов с энергиями вплоть до 100 кэВ. Энергия, на которой поток электронов максимальный (6), сильно
возрастает (от 1.5-2 кэВ до 12-15 кэВ). Вариации яркости сияний (7) в данном случае имеют
тенденцию к опережению вариаций спектра.
Рис. 2. Набор данных для первого случая диполизации. Вариации электрического и магнитного поля (1), энергетические спектры электронов (2) и протонов (3), и поведение интегральных потоков (4 и 5). Энергия, на которой поток электронов максимальный (6), кеограмма сияний (7)
11.02.2008 ТИспт А. 01:15-01:25 ЦТ
Рис. 3. Набор данных для второго случая диполизации. Вариации магнитного поля (1), энергетические спектры электронов (2) и ионов (3), соответствующие интегральные потоки (4 и 5), энергия, на которой поток электронов максимальный (6) и кеограмма сияний (7)
7К8
6Е8
5Е8
1.6Е7
1.2Е7
8.ПК6
11ит?гра.11.||1.1й поток, электроны, КЧА
I 1нтеграл ьнып поток, ноны, ЧЧТ 15 г
: Энергия максимального потока, электр., юВ
л
\г\^
01:25 ЦТ
Рис. 4. Набор данных для третьего случая диполизации. Обозначения те же, что на рис. 3
Обсуждение и выводы
Можно предположить, что различие в спектрах объясняется различным положением спутника в магнитосфере (за анализируемый интервал времени он сместился с 5 до 6.5 Яе). Однако маловероятно, что свойства магнитосферы могут радикально измениться на таком малом расстоянии за такой малый интервал времени. Очень похожие события диполизации, сопровождающиеся сходными вариациями потоков частиц могут наблюдаться в магнитосфере от 4 до 10-12 Яе. Кроме того, смещение спутника никак не объясняет наблюдаемые временные задержки между диполизациями, вариациями спектров и полярными сияниями. Несмотря на большое сходство в вариациях магнитного поля и сияниях, поведение потоков частиц в рассмотренных случаях радикально различается. По-видимому, возможны как процессы инжекции частиц из хвоста магнитосферы и связанный с этим разрыв тока и движение фронта диполизации, так и процесс разрыва тока, и ускорение частиц в результате развития плазменных неустойчивостей. Следует сделать вывод, что активные процессы в магнитосфере действительно могут развиваться по заметно отличающимся сценариям, и магнитосферная плазма способна освобождаться от избыточной энергии различными путями.
Авторы благодарны сотрудникам ПГИ КНЦ РАН за проведение телевизионных наблюдений в обсерваториях Ловозеро и Лопарская. Данные ^emis загружались с сайта базы данных CDAWeb, data providers V. Angelopoulos, C.W. Carlson, McFadden, and E.Donovan.
Исследования проводились при поддержке Р И, грант 12-05-00273, Программами № 4 и
№ 22 Президиума РАН, а также норвежским грантом NORUSCA 2.
ЛИТЕРАТУРА
1. Hones E.W. Jr. Transient phenomena in the magnetotail and their relation to substorms, Space Sci. Rev. 1979. Vol. 23. P. 393-410. 2. Lui, A. T. Y. Current controversies in magnetospheric physics // Rev. Geophys. 2001. Vol. 39. P. 535564. 3. Akasofu S.-I. The relationship between the magnetosphere and magnetospheric/auroral substorms // Ann. Geophys. 2013. Vol. 31. P. 387-394. 4. Корнилов И.А. Наблюдения спутниками ТЕМИС синхронных возрастаний потоков электронов и ионов в плазменном слое во время суббури / И.А. Корнилов, Т.А. Корнилова // Вестник Кольского научного центра РАН. 2011. № 3. С. 44-48.
Сведения об авторах
Корнилов Илья Александрович - к.ф.-м.н, ст. научный сотрудник, e-mail: komilov@pgia.ru Корнилова Татьяна Андреевна - к.ф.-м.н, ст. научный сотрудник, e-mail: kornilovа@pgia.ru
