Три события диполизации магнитного поля по данным спутников Themis

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

кеограммы сиянии

^ 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

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

11.02.2008 ТИспт А. 01:15-01:25 ЦТ

Рис. 3. Набор данных для второго случая диполизации. Вариации магнитного поля

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