Письма в ЖЭТФ, том 111, вып. 6, с. 335 - 342

Лабораторное моделирование взаимодействия Солнечного ветра

с Лунными магнитными аномалиями

М. С. Руменских¹⁾, А. А. Чибранов, М. А. Ефимов, А. Г. Березуцкий, В. Г. Посух, Ю. П. Захаров,

Э. Л. Бояринцев, И. Б. Мирошниченко, И. Ф. Шайхисламов

Институт лазерной физики Сибирского отделения РАН, 30090 Новосибирск, Россия

Поступила в редакцию 20 февраля 2020 г.

После переработки 20 февраля 2020 г.

Принята к публикации 26 февраля 2020 г.

В работе представлены результаты лабораторного эксперимента по моделированию отражения про-

тонов над участками локальной намагниченности Лунной коры. Для моделирования локализованного

магнитного поля использовался квадрупольный и дипольный источник. Отражение протонов вблизи за

счет действия магнитного поля достигало 50 % от натекающего потока. Обнаружена значительная раз-

ница как в структуре мини-магнитосферы, так и отражения протонов между квадрупольной и диполь-

ной конфигурацией. Полученные данные качественно согласуются с измерениями in situ космическими

аппаратами над Лунными магнитными аномалиями.

DOI: 10.31857/S0370274X20060016

1. Введение. Процессы, происходящие в косми-

мини-магнитосфер представлено в основном числен-

ческой среде, являются комплексными и сложны-

ными методами [11-14]. Лабораторное моделирова-

ми для интерпретации. Космическая среда образо-

ние данных структур является перспективным, по-

вана в основном плазмой, и исследование взаимодей-

скольку основные параметры подобия выполнить

ствия плазменных потоков является важной задачей

для мини-магнитосферы значительно легче, чем для

при изучении космического пространства. Плазмен-

обычной магнитосферы Земного типа. Из лабора-

ное окружение Луны является одним из таких объек-

торных опытов следует отметить работу [15], в ко-

тов. Данные, полученные спутниковыми измерения-

торой струя плазмы налетала на магнит в режиме,

ми [1-6] показали, что она, в отличие от Земли, не

когда ионный гирорадиус и ионная плазменная дли-

имеет глобального магнитного поля. При отражении

на существенно превышали размер области локали-

от Лунной поверхности, не защищенной магнитным

зации магнитного поля. Измерения показали оста-

полем, протоны Солнечного ветра рекомбинируют с

новку ионов и формирование электростатического

электронами, и отраженный от поверхности поток

потенциала на масштабе электронной плазменной

представлен в основном нейтральными частицами.

длины. В наших предыдущих работах [16-18] мини-

Однако в определенных местах на Луне потоки за-

магнитосфера изучалась с помощью лабораторных

ряженных частиц отражаются качественно иным об-

экспериментов типа Террелла, численного моделиро-

разом, чем в остальных: над подобными областями

вания 2.5D Холловским магнитогидродинамическим

наблюдаются значительные потоки отраженных про-

кодом и теоретического анализа. В частности, экспе-

тонов, а также снижение интенсивности потока ней-

рименты показали, что когда значение ионной инер-

тральных частиц [7-11]. Данное явление объясняется

ционной длины L_pi = c/ω_pi больше, чем расстояние

существованием локальных намагниченностей коры,

до точки баланса магнитного и кинетического давле-

которые носят название Лунных Магнитных Анома-

ния R_b, плазма проникает в магнитосферу и останав-

лий (ЛМА). При натекании Солнечного ветра на та-

ливается на границе Штермера минимального сбли-

кие участки образуется мини-магнитосфера, которая

жения пробных ионов с центром магнитного диполя.

препятствует проникновению заряженных частиц и

Другая особенность заключается в том, что с увели-

изменяет локальное альбедо Лунной коры [6].

чением L_pi измеряемая магнитопауза R_m смещается

Известно, что ЛМА располагаются в основном

дальше от расстояния баланса давления R_b, и ска-

над местами с неравномерной структурой поверхно-

чок поля на магнитопаузе уменьшается. На основе

сти (кратеры и океаны). Детальное изучение лунных

экспериментальных данных впервые была построе-

на комплексная модель, которая объясняет наиболее

¹⁾e-mail: marina_rumenskikh@mail.ru

важные особенности мини-магнитосферы, наблюда-

Письма в ЖЭТФ том 111 вып. 5 - 6

2020

335

336

М. С. Руменских, А. А. Чибранов, М. А. Ефимов и др.

емые в [16] и в других работах по численному моде-

ного магнитного поля был изготовлен из двух по-

лированию [19, 20].

следовательно соединенных катушек. Катушки пи-

В настоящей работе представлен эксперимент по

тались импульсом тока с длительностью ∼ 200 мкс,

лабораторному моделированию ЛМА с учетом та-

и каждая могла создавать магнитный момент вели-

кой их специфики, как сложная структура магнит-

чиной до 10⁶ Гс · см³. При параллельном включении

ного поля. Одной из особенностей ЛМА является

катушек создавалось дипольное магнитное поле, а

не-дипольный характер магнитного поля, который в

при антипараллельном - квадрупольное. Магнитные

первом приближении можно описать как сумму от-

моменты катушек были направлены вдоль оси Z, а

дельных диполей случайного направления [21]. Мы

их центры были разнесены по оси X на расстояние

применяем два диполя в конфигурации параллель-

Δ = 2.5см для одной и -2.5см для другой. Такая

ных или антипараллельных магнитных моментов. В

геометрия является наиболее простой для исследо-

последнем случае поле называется квадрупольным.

вания взаимодействия с потоком плазмы, посколь-

Другой принципиальной новизной является то, что

ку в этом случае нули поля располагаются в плос-

впервые в таких опытах измерен поток ионов, отра-

кости терминатора Y -Z. Вдоль направления потока

женных от области сильного магнитного поля с це-

плазмы, т.е. оси X, величина поля для параллельно-

лью количественного сопоставления с результатами

го включения катушек (диполь) или антипараллель-

спутниковых измерений над ЛМА.

ного (квадруполь) равна соответственно B = B_z =

2. Экспериментальная установка и усло-

= µ/(x - Δ)³ ± µ/(x + Δ)³. Отметим, что если для

вия опытов. Стенд “КИ-1” лаборатории энергетики

диполя величина поля на больших расстояниях спа-

сверхмощных лазеров ИЛФ СО РАН был разработан

дает как r^-3, то для квадруполя как r^-4.

для изучения разнообразных процессов, протекаю-

Диагностика включала магнитные зонды, кото-

щих в космической плазме. Вакуумная камера стен-

рые представляли собой три миниатюрных ортого-

да (рис. 1) снабжена источником плазмы типа тета-

нально расположенных катушки общей площадью

около 1 см² каждая. Временное разрешение зондов

составляло 20 нс, полоса пропускания 10 МГц, про-

странственное разрешение 0.5 см. Устройство пере-

мещения зондов позволяло охватить область ±25 см

от центра диполя.

Электрические зонды Ленгмюра измеряли ион-

ный ток и плавающий потенциал плазмы. Расчет

концентрации ионов из тока зонда описан в работе

[18]. Рисунок 2а показывает типичные сигналы двух

разнесенных зондов, по которым можно измерить

Рис. 1. Схема эксперимента: 1 - вакуумная камера с

скорость потока. Поток плазмы имеет динамический

размерами 5 × 1.2 м; 2 - смотровое окно; 3 - тета-пинч;

4 - поток водородной плазмы; 5 - соленоид; 6 - магнит-

характер и вариации величин от одного срабатыва-

ный квадруполь; 7 - сопряженные магнитные и элек-

ния θ-пинча к другому. Поэтому для измерения и

трические зонды; 8, 9 - коллектора

анализа выбирался определенный интервал времени

и только определенные пуски, так что вариации ско-

пинча, который используется для генерации квазиод-

рости и концентрации не выходили за определенный

нородных и квазистационарных потоков плазмы. Ме-

диапазон (рис. 2b). Усредненные параметры потока

ханизм получения фоновой плазмы - индукционный

плазмы брались по данным зонда, расположенного

разряд. Объем пред-ионизатора заполняется газом, в

непосредственно вблизи диполя и составили: концен-

нашем случае молекулярным водородом, и индукци-

трация n₀ = (2-5) · 10¹² см^-3, скорость V₀ = 45 км/с.

онное электрическое поле, создаваемое импульсным

3. Результаты.

магнитным полем соленоида, создает пробой и иони-

3.1. Структура мини-магнитосферы. Магнит-

зацию газа, а также сжатие и нагрев плазмы.

ные и зондовые измерения позволили построить про-

Генерируемая плазма распространялась в вакуу-

филь мини- магнитосферы вдоль оси взаимодей-

ме (∼ 10^-6 Торр) с однородным внешним магнитным

ствия X, определить положение магнитопаузы, сте-

полем 5 Гс, которое применялось для стабилизации

пень проникновения плазмы внутрь магнитосферы,

потока плазмы в направлении распространения. Ве-

степень отличия квадруполя и диполя. Полученные

личина внешнего поля мала и не вносит изменений

данные качественно аналогичны нашим предыду-

в рассматриваемые процессы. Источник квадруполь-

щим экспериментам [16, 17]. Рисунок 3 показывает

Письма в ЖЭТФ том 111 вып. 5 - 6

2020

Лабораторное моделирование взаимодействия Солнечного ветра с Лунными магнитными аномалиями

337

Рис. 2. Левая панель - типичные осциллограммы тока с электрического зонда, расположенного вблизи диполя на

расстоянии X = 0 (черная линия) и с коллектора, расположенного на расстоянии X = 70 см (серая линия). Вер-

тикальные пунктирные линии обозначают границы рабочего интервала, выбираемого для измерения и обработки

сигналов. Правая панель - распределение тока электрического зонда (черные точки) и скорости потока (красные

точки), усредненных по рабочему интервалу в отдельных пусках. По оси абсцисс отложен номер пуска. Здесь и в

дальнейшем время отсчитывается от срабатывания θ-пинча

ри мини-магнитосферы поток плазмы частично или

полностью ослабляется. В случае квадруполя про-

никновение плазмы внутрь имеет значительную вре-

менную задержку, как показывает сравнение дина-

мики магнитных и токовых сигналов с квадруполем

и без него. Это свидетельствует о трехмерном ха-

рактере процесса попадания плазмы внутрь мини-

магнитосферы. Измерения в разных точках и усред-

нение величин в квази-стационарный промежуток

взаимодействия позволяет построить профили вдоль

оси X, которые представлены на рис.4 для диполь-

ной и квадрупольной конфигурации.

Вблизи оси X вариация основной компоненты

δB_z значительно превосходит δB_x и δB_y. Из ком-

поненты δB_x вычтено начальное однородное поле

в камере 5 Гс, поскольку оно вытесняется потоком

Рис. 3. (Цветной онлайн) Осциллограммы трех ортого-

плазмы. Как видно, имеется принципиальное раз-

нальных магнитных зондов (левая ось ординат), изме-

личие между квадрупольной и дипольной конфи-

ренные в квадрупольном магнитном поле µB = 7.5 ×

× 10⁵ Гс · см³ на расстоянии X = 15 см (Z, Y

= 0).

гурацией в величине поджатия поля внутри мини-

На правой оси ординат показана концентрация плаз-

магнитосферы и в количестве плазмы, проникающей

мы, вычисленная из плотности тока на зонд в присут-

внутрь. Дипольная мини-магнитосфера имеет зна-

ствии и отсутствии квадрупольного поля (черная и се-

чительное ∼ 4-х кратное увеличение концентрации

рая кривая соответственно)

плазмы в токовом слое и практически полное отсут-

ствие плазмы за пределами токового слоя. В квадру-

типичные осциллограммы магнитных зондов и зон-

польном поле увеличение концентрации значительно

да Ленгмюра внутри магнитосферы. Можно наблю-

слабее, но при этом плазма проникает далеко внутрь

дать увеличение основной компоненты магнитного

мини-магнитосферы. Следует отметить, что ход зон-

поля B_z, что соответствует формированию мини-

дов не позволял измерить величины на расстояниях

магнитосферы при обтекании квадруполя. Внут-

более 25 см от диполя, так что графики на рис.4 не

Письма в ЖЭТФ том 111 вып. 5 - 6

2020

338

М. С. Руменских, А. А. Чибранов, М. А. Ефимов и др.

Рис. 4. (Цветной онлайн) Профили вдоль оси взаимодействия X компонент магнитного поля (цветные кривые, ле-

вая ось ординат) и концентрации плазмы (черная кривая, правая ось), измеренные в поле катушек с моментом

µB = 7.5 · 10⁵ Гс · см³. Левая панель - квадрупольная конфигурация; правая панель - дипольная

показывают выход на невозмущенный поток плазмы.

Тем не менее, вся внутренняя часть магнитосферы,

магнитопауза (определяемая как точка, где вариа-

ция основной компоненты меняет знак от поджатия

к вытеснению, δB_z = 0) и часть токового слоя в из-

мерениях зафиксированы.

3.2 Измерения потоков ионов. Измерения пото-

ков частиц были проведены посредством двух кол-

лекторов, расположенных на расстоянии 5 и 50 см

от источника магнитного поля, устроенных по прин-

ципу цилиндра Фарадея. На направляющей трубке

имелась щель диаметром 0.6 мм для захвата потока

ионов. Направляющая трубку давала поступатель-

ную и вращательную степень свободы. Дальний от

источника магнитного поля коллектор перемещался

вдоль оси Y , при значении других координат Z = 0,

X = 5см. Ближний коллектор перемещался под уг-

Рис. 5. Типичные осциллограммы ближнего коллекто-

ра, полученные при ориентации на тета-пинч (чер-

лом 45^◦ к осям X и Y и Z. При пересечении плос-

ная пунктирная) и в противоположную сторону (се-

кости XZ расстояние до источника магнитного по-

рая сплошная, сигнал увеличен в 10 раз), а также при

ля составляло 50 см (Y

= 0, Z = 0, X = 50 см).

включенном квадрупольном поле µB = 7.5 · 10⁵ Гс · см³

Точность пространственной установки коллекторов

(черная сплошная). Коллектор расположен в точке

составляла 0.5 см. Направляющая трубка могла вра-

= 0, Z = 0, X = 5 см). Вертикальные линии по-

щаться вокруг своей оси, что позволяло детектиро-

казываю рабочий временной интервал для дальнейшей

вать потоки частиц из разных направлений, опреде-

обработки сигналов

ляемых ориентацией собирающего отверстия коллек-

тора. Например, для ближнего коллектора основные

положения соответствовали следующим ориентаци-

±25^◦. В силу этого, и из-за тепловой скорости ионов

ям: направление +X на тета-пинч в сторону основ-

в потоке V_Ti ∼ 25 км/c, которая меньше, но сопо-

ного потока плазмы (угол α = 0^◦); направление -X

ставима с направленной скоростью V₀ ≈ 50 км/c, в

на диполь в сторону отраженного потока (α = 180^◦);

коллектор попадали частицы при любой ориентации

поперечные направления +Y (α = ±90^◦). Угловая

отверстия к потоку и независимо от включения дипо-

диаграмма направленности коллекторов составляла

ля. Характерные осциллограммы показаны на рис. 5.

Письма в ЖЭТФ том 111 вып. 5 - 6

2020

Лабораторное моделирование взаимодействия Солнечного ветра с Лунными магнитными аномалиями

339

Рис. 6. Осциллограммы, измеренные при ориентации перпендикулярно потоку без магнитного поля (серая сплошная),

и при включенном квадрупольном поле µB = 7.5 · 10⁵ Гс · см³ (черная сплошная). Левая панель - ближний коллектор;

правая панель - дальний коллектор

Как видно, количество частиц, попадающих в кол-

лектор при его ориентации противоположно исход-

ному потоку очень мало, ∼ 2 %. При этом включение

магнитного поля значительно увеличивает поток от-

раженных частиц до величины ∼ 20 %. Рисунок 6 (ле-

вая панель) показывает, что есть не только зеркально

отраженные частицы, но и частицы, распространяю-

щиеся перпендикулярно исходному потоку. Это сви-

детельствует о сложном процессе отражения, как и

предполагается при взаимодействии ионов с магнит-

ным полем в режиме конечного Ларморовского ра-

диуса. Более того, количество отраженных частиц,

вероятно, зависит от скорости потока, о чем свиде-

тельствует первый пик на сигнале с ближнего кол-

лектора. Коллектор, расположенный в дальней зоне,

показывает существенно меньший эффект магнитно-

го отражения (правая панель рис.6).

Рис. 7. Нормированное количество регистрируемых

ионов в зависимости от угла ориентации ближнего кол-

Для количественного анализа выбирался времен-

лектора в случае дипольного (серые точки) и квадру-

ной интервал в потоке и подходящие запуски тета-

польного (черные точки) магнитного поля. Моменты

пинча по данным электрических зондов, как это

на катушках составляют µB = 6 · 10⁵ Гс· см³

было описано выше и показано на рис. 4. Сигна-

лы коллекторов усреднялись в выбранном интервале

∫

〈J〉 = T^-1

J dt. Для выявления эффекта магнит-

ного и, для сравнения, дипольного поля, измеренные

ного поля диполя/квадруполя из сигнала вычитался

вблизи источника магнитного поля. Как видно, в ди-

поток частиц в коллектор при заданном угле α без

польном поле число частиц, отраженных за счет дей-

магнитного поля: 〈J〉_α,B - 〈J〉_α,B=0. Для вычисле-

ствия магнитного поля, примерно на порядок мень-

ния процентного количества отраженных частиц эта

ше, чем в квадрупольном. Это связано с тем, что на

величина нормировалась на исходный поток ионов:

такие расстояния (≈ 5 см) прямой поток ионов прак-

F = [〈J〉_α,B - 〈J〉_α,B=0]/〈J〉_α=0,B=0.

тически не проникает к диполю, когда он включен.

На рисунке 7 показано угловое распределения

Соответственно, очень мал и отраженный поток. В

частиц, отраженных за счет действия квадруполь-

квадрупольном поле, как было показано выше, по-

Письма в ЖЭТФ том 111 вып. 5 - 6

2020

4^∗

340

М. С. Руменских, А. А. Чибранов, М. А. Ефимов и др.

ток частиц проникает очень близко к источнику, а

количество отраженных частиц значительно.

Помимо углового распределения, отраженные по-

токи обнаруживают сложное пространственное рас-

пределение. На рисунке 8 представлены простран-

ственные профили потока магнитно отраженных

ионов, измеренные при перемещении коллекторов

вдоль направляющих. Дальний коллектор переме-

щался вдоль оси Y , а ближний - вдоль оси, наклонен-

ной под 45^◦ к осям X, Y и Z одновременно. Коорди-

ната λ имеет нулевое значение при пересечении кол-

лекторами экваториальной плоскости XY . В ближ-

ней зоне основное количество отраженных ионов на-

блюдается сверху и снизу экваториальной плоско-

сти, где обратный поток достигает величины 50 %. В

дальней зоне наблюдаются узкие пространственные

максимумы и минимумы шириной порядка 5 см. Это

Рис. 9. Зависимость усредненного и нормированного

свидетельствует о формировании мульти-потоковых

потока магнитно отраженных ионов под углом α =

перемежающихся траекторий отраженных ионов.

= 180^◦ от величины квадрупольного магнитного поля

для ближнего (черные точки) и дальнего (серые точки)

коллекторов

него коллектора отражение также растет до µ_B ≈

≈ 4·105 Гс·см³, а потом выходит на постоянный уро-

вень. Такое различие связано с изменением размера

магнитосферы и области эффективного отражения

ионов в зависимости от величины магнитного поля.

4. Заключение. Исследование плазменного

окружения ЛМА является комплексной задачей.

Несмотря на значительный экспериментальный

материал, полученный в спутниковых миссиях,

взаимодействие ЛМА с потоком СВ остается ма-

лоизученным. Лабораторный эксперимент дает

альтернативный способ получения данных, необ-

ходимых для создания моделей и верификации

Рис. 8. Зависимость усредненного и нормированного

численных кодов. Одной из специфических осо-

потока магнитно отраженных ионов под углом α =

бенностей ЛМА является сложная мультипольная

= 180^◦ от пространственного положения зонда от-

структура и, вероятно, вызванное этим значитель-

носительно экваториальной плоскости для ближнего

(черные точки) и дальнего (серые точки) коллекто-

ное магнитное отражение протонов СВ. Именно

эти два аспекта проблемы были смоделированы и

ров. Величина квадрупольного магнитного поля µB ≈

6 · 10⁵ Гс·см³

рассмотрены в настоящей работе.

Учитывая относительно малый размер ЛМА, ос-

Отражение ионов также значительно зависит от

новными величинами, характеризующими взаимо-

величины магнитного поля. На рисунке 9 показан

действие в рассматриваемой проблеме, является рас-

нормированный поток отраженных частиц в зависи-

стояние от источника магнитного поля, на котором

мости от величины моментов катушек вквадруполь-

достигается баланс кинетического давления потока

ной конфигурации для ближнего и дальнего коллек-

плазмы R_b, и ионная плазменная длина L_pi. Для наи-

тора. Для ближнего коллектора эффект магнитного

более сильных ЛМА R_b ∼ 30 км, типичное значение

отражения падает, начиная с µ_B ≈ 4·10⁵ Гс ·см³, что

L_pi для СВ равно 100 км. Таким образом, Холлов-

связано с уменьшением количества ионов, проника-

ский параметр для ЛМА заметно меньше единицы,

ющих к квадруполю на расстояние ∼ 5 см. Для даль-

D = R_b/L_pi ∼ 0.3. В реализованном эксперименте

Письма в ЖЭТФ том 111 вып. 5 - 6

2020

Лабораторное моделирование взаимодействия Солнечного ветра с Лунными магнитными аномалиями

341

ионная плазменная длина равняется L_pi = 10-13 см.

наблюдениям, что дает основания для дальнейших

Давление потока плазмы, выраженное в эквивалент-

исследований. В следующих экспериментах плани-

ной величине магнитного поля, составляет B₀

руется провести измерения с более точным соответ-

√

8πmn₀V²⁰ = 50-75 Гс. При магнитном момен-

ствием Холловского параметра между лабораторны-

те катушек µ_B ≈ 5 · 10⁵ Гс ·см³ такое значение поля

ми условиями и ЛМА. Этого можно достигнуть как

достигается на расстоянии 24-27 см для дипольной

уменьшением магнитного момента, так и уменьше-

конфигурации и 18-20 см для квадрупольной. Как

нием концентрации плазмы.

видно, в эксперименте типичный Холловский пара-

Работа выполнена при поддержке проектов

метр близок единице, D ≈ 1-1.5 для квадрупольной

Российского фонда фундаментальных исследований

конфигурации в диапазоне µ_B ≈ (2-5) · 10⁵ Гс · см³.

#18-29-21018 и

19-02-00993, а также в рамках

Такое же значение, как для ЛМА, достигается при

Государственного задания Министерства науки и

существенно меньшей величине магнитного момента

высшего образования Российской Федерации (тема

катушек, примерно µ_B ≈ 10⁴ Гс · см³.

# АААА-А17-117021750017-0).

Несмотря на то, что в эксперименте Холловский

параметр для квадруполя всего на 25 % больше, чем

M. Wieser, S. Barabash, and Y. Futaana, Geophys. Res.

для диполя, структура мини-магнитосферы отлича-

Lett. 37, L05103 (2010).

ется существенно. В квадрупольном поле наблюдает-

C. Richmond and L. L. Hood, J. Geophys. Res. 113,

ся меньшее поджатие поля δB_z и значительное про-

E02010 (2008).

никновение плазмы внутрь мини-магнитосферы, в то

J. S. Halekas, D. L. Mitchell, R. P. Lin, S. Frey,

время как в дипольном поле плазма через магнито-

L. L. Hood, M. H. Acuna, and A. B. Binder, J. Geophys.

паузу практически не проникает.

Res. 106, 27841 (2001).

Прямое сравнение внутри-магнитосферных изме-

H. Tsunakawa, F. Takahashi, H. Shimizu, H. Shibuya,

рений, полученных в эксперименте, со спутниковы-

and M. Matsushima, Geophys. Res. Planets 120, 1160

ми данными на Луне в настоящее время затрудне-

(2015).

но, поскольку в случае Луны орбиты спутников, за

J. S. Halekas, G. T. Delory, D. A. Brain, R. P. Lin, and

D. L. Mitchell, Planet. Space Sci. 56, 941 (2008).

редким исключением, лежат выше, чем области над

R. P. Lin, D.L. Mitchell, D.W. Curtis, A. Anderson,

ЛМА, где происходит остановка СВ. Такое сравнение

C. W. Carlson, J. McFadden, M. H. Acuña, L. L. Hood,

возможно для отраженных протонов. Лабораторный

and A. Binde, Science 281, 1480 (1998).

опыт показал, что потоки отраженных ионов имеют

А. А. Скальский, А. М. Садовский, Космические ис-

сложный пространственный характер, так же, как

следования 53(1), 75 (2015).

и над ЛМА [8]. В частности, пересечение над обла-

Y. Saito, S. Yokota, T. Tanaka, K. Asamura,

стью магнитного поля обнаруживает перемежающи-

M. N. Nishino, M. Fujimoto, H. Tsunakawa, H. Shibuya,

еся участки слабых и сильных отраженных потоков.

M. Matsushima, H. Shimizu, F. Takahashi, T. Mukai,

Направление потоков также неоднозначно - протоны

and T. Terasawa, Geophys. Res. Lett. 35, L24205

движутся как в обратном, так и в поперечном на-

(2008).

правлении. На Луне отраженный поток варьируется

Y. Saito, M. N. Nishino, M. Fujimoto, T. Yamamoto,

от 10 % в среднем над конгломератом ЛМА до 50 %

S. Yokota, H. Tsunakawa, H. Shibuya, M. Matsushima,

над наиболее сильными ЛМА [23]. Это хорошо со-

H. Shimizu, and F. Takahashi, Earth Planets Space 64,

ответствует измерениям вблизи квадруполя (рис.6),

83 (2012).

где максимум отраженного потока также доходит до

10.

M. Wieser, S. Barabash, Y. Futaana, M. Holmström,

50 %, а средняя величина 25 %.

A. Bhardwaj, R. Sridharan, M. B. Dhanya, P. Wurz,

A. Schaufelberger, and K. Asamuraet, Planet. Space Sci.

В дальней зоне на расстоянии ∼ 50 см отражен-

57, 2132 (2009).

ный поток существенно меньше, в среднем 2.5 % с

11.

M. Holmström, M. Wieser, S. Barabash, Y. Futaana,

вариациями от 0.5 до 5 %. Очевидно, это объясня-

and A. Bhardwaj, J. Geophys. Res. 115, A06206 (2010).

ется тем, что отражение происходит внутри мини-

12.

E. Kallio, R. Jarvinen, S. Dyadechkin, P. Wurz, and

магнитосферы, которая имеет радиус около 15 см. За

S. Barabash, Geophysical Research Abstracts 14, EGU

ее пределами отраженный поток спадает как r^-2, так

2012 (2012).

что на расстоянии 50 см от квадруполя ослабление

13.

J. Deca, A. Divin, and G. Lapenta, Phys. Rev. Lett.

составит примерно порядок величины.

112, 151102 (2014).

Проведенные опыты показали, что лабораторные

14.

J. Deca, A. Divin, B. Lembège, M. Horányi, S. Markidis,

данные качественно и в определенной степени коли-

and G. Lapenta, J. Geophys. Res. Space Physics 120(8),

чественно соответствуют имеющимся спутниковым

6443 (2015).

Письма в ЖЭТФ том 111 вып. 5 - 6

2020