Астрономический вестник, 2022, T. 56, № 5, стр. 295-306

ПРИБОРЫ

Космический корабль MAVEN прибыл к Марсу в сентябре 2014 г. для изучения процессов в верхних слоях атмосферы, ионосферы и их взаимодействия с солнечным ветром, а также оценки атмосферных потерь (Jakosky и др., 2015). MAVEN был выведен на эллиптическую орбиту с перицентром примерно 150 км, апоцентром 6200 км и периодом ~4.5 ч.

Данные измерений с приборами MAVEN открыты для доступа. Специалисты проекта охотно отвечают на вопросы. В этой статье мы обсуждаем наблюдения, в основном выполненные с прибором Supra-Thermal And Thermal Ion Composition (STATIC) с июля по октябрь 2019 г., во время солнечного минимума. Прибор STATIC, установленный на платформе полезной нагрузки с приводом Actuated Payload Platform (APP), используется для изучения характеристик ионов различных видов при взаимодействии солнечного ветра c Марсом.

Прибор состоит из тороидального электростатического спектрометра с цилиндром с электростатическим дефлектором на входе, обеспечивающего поле зрения 360° × 90° в сочетании с времяпролетным анализатором, разделяющим основные виды ионов (H⁺, He⁺⁺, He⁺, O⁺, ${\text{O}}_{2}^{ + }$, ${\text{CO}}_{2}^{ + }$). Он измеряет энергетические спектры ионов с различными (m/q) в диапазоне 0.1 эВ–30 кэВ с минимальной частотой 4 с (McFadden и др., 2015). Данные характеристики позволяют проводить измерения функции распределения частиц в пространстве скоростей и в дальнейшем вычислять еe моменты (концентрацию частиц, среднюю скорость по ансамблю и температуру). Данные прибора STATIC уровня level 2 d1 используются для исследования функции распределения ионов различных масс. Этот набор содержит данные о дифференциальных потоках энергии для ионов на 32 энергетических ступенях, 4 полярных и 16 азимутальных углах для восьми различных значений масс. Частота измерений для временны́х интервалов, представленных в статье, составляет 4 с. При высоких скоростях счета в некоторых случаях протоны могут быть ошибочно зарегистрированы как ионы больших масс из-за неправильной идентификации сигналов запуска/остановки схемы времени полета. Чтобы уменьшить этот эффект, была применена специальная процедура для данных об O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$, в которой 8% дифференциального потока энергии протонов вычитались из данных для ионов кислорода для тех же энергетических и угловых ячеек.

Наряду с измерениями с STATIC, в работе использованы данные, полученные с помощью Solar Wind Ion Analyzer (анализатор ионов солнечного ветра, SWIA, Halekas и др., 2015), ионного анализатора с полем зрения 360° × 90°, установленного на панели солнечных батарей, электронного анализатора солнечного ветра (SWEA, Mitchell и др., 2016) и измерения магнитного поля с частотой 32 Гц (MAG, Connerney и др., 2015). Для измерений с SWIA и SWEA также использовались данные уровня level 2 с временны́м разрешением, составляющим 4 и 2 с, соответственно.

НАБЛЮДЕНИЯ

Анализ данных, полученных на MAVEN, основан на наблюдениях, сделанных на дневной стороне Марса. Использованные данные были отобраны по следующим критериям: (1) во время солнечного минимума (с большим количеством невозмущенных случаев для анализа), (2) пересечения границ дневной магнитосферы, (3) вдали от областей остаточной намагниченности марсианской коры (имеющие меньше дополнительных влияний), подразумевающих пересечения в северном полушарии. Всего было рассмотрено 115 пересечений области над границей магнитосферы в интервале времени с 27.07.2019 по 31.10.2019 для солнечно-зенитных углов (СЗУ) от ~ 60° до ~ 95° (рис. 1). Распределение СЗУ наблюдаемых пересечений приведено на рис. 1. Этот “ландшафт” пересечений был классифицирован как: (а) 65 орбит с наблюдениями области между обтекающим разогретыми потоком солнечного ветра и верхней ионосферой, которую мы классифицируем как дневную магнитосферу и (б) 50 орбит с наблюдаемым ионным пучком, возникающим в области ионопаузы, продолжающимся в магнитослое с возрастанием энергии пучка, и в дальнейшем выходящим в обтекающий поток.

Рис. 1.

Распределение местоположений магнитосферы по солнечно-зенитным углам наблюдаемых случаев. Солнечно-зенитный угол для каждого пересечения рассчитывался в момент пересечения магнитопаузы, определяемый как n_p/(n_p + n_h) $ \approx 0.5$ на основе измерений с STATIC.

Мы приводим описание двух типов формирований, разделяющих на дневной стороне Марса поток разогретого солнечного ветра от внешней ионосферы. Что касается двух типов слоев, разделяющих области потока магнитослоя и ионосферы на дневной стороне Марса, их физические причины существенно различаются. В данной работе мы в основном концентрируем внимание на дневной магнитосфере первого типа, которая существенно опирается на динамику ионных пучков.

МАГНИТОСФЕРА ДНЕВНОЙ СТОРОНЫ – 1-й ТИП

В данном разделе рассматриваются по два образца из 57% образований в выборке 115 рассмотренных в данной статье орбит.

На рис. 2 показаны данные, полученные 29 июля 2019 г. (03:10.21–03:32.09 UT). MAVEN переместился из магнитослоя в ионосферу при СЗУ ~69.5° при пересечении верхней границы магнитосферы. В отождествлении границы магнитосферы мы использовали следующие признаки.

Рис. 2.

Сверху вниз: (1) спектрограмма время–энергия, суммированная по всем видам ионов; красная линия показывает динамическое давление ионов n*m*V²/2 в предположении, что все измеренные ионы являются протонами, (2–4) спектрограммы энергия–время для протонов, ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$, (5) спектрограмма энергия–время для электронов, (6) концентрация протонов, ионов O⁺, O₂⁺ и отношение концентрации протонов к сумме концентраций протонов и тяжелых ионов n_h (O⁺ + ${\text{O}}_{2}^{ + }$), (7) скорости различных ионов, (8) три компонента и величина магнитного поля в системе координат Mars-Sun-Orbit (MSO). Падение в ~03:18 UT на второй панели связано с изменением направления визирования прибора STATIC. Отсутствие ионов с энергиями выше ~500 эВ после ~03:29.30 UT (обратите внимание на сбои в диаграммах O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ в это время) связано с изменением режима измерения. Данные на панелях 2, 3, 4, 6, 7 взяты из данных, полученных с STATIC, 1 – с SWIA, 5 – с SWEA, 8 – с MAG. Из 112 выбранных пересечений границ магнитосферы в 2019 г. этот тип плазменной оболочки наблюдался примерно в 60% случаев. Две черные вертикальные линии указывают местоположение магнитосферы.

1а – Уменьшение потока ионов магнитослоя. Здесь мы имеем два отчетливых изменения в спектрах протонов: в ~03:17:30 и в ~03:20 UT. Особенность, наблюдаемая в ~03:17:30 UT, обусловлена вращением платформы со спектрометром STATIC. В ~03:20 UT мы наблюдаем расщепление спектров протонов на две составляющие: низкоэнергетический (100–200 эВ) компонент и высокоэнергетический компонент. Протоны с более высокой энергией, происходящие из солнечного ветра, и захваченные магнитным полем протоны, происходящие из расширенной водородной атмосферы, могут проникать глубже в магнитосферу из-за их больших ларморовских радиусов. Происхождение низкоэнергетической составляющей не столь ясно. Она может состоять из протонов оболочки, которые постепенно теряют свой импульс, и протонов атмосферного происхождения, которые получают импульс от солнечного ветра.

1в – Положение границы в ~03:20 UT подтверждается измерениями с прибором SWIA, который не меняет направление обзора. Границу индуцированной магнитосферы можно легко определить по резкому изменению ионного состава, как это видно на рис. 1 на спектрах ионов, и по соотношению n_p/(n_p + n_h) ≈ 0.5, где n_p – концентрация протонов, а n_h – сумма концентраций ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$.

1с – Снижение уровня флуктуаций магнитного поля, наблюдаемое в ~03:20 по всемирному времени, согласуется с нашей идентификацией границы.

Третья и четвертая панели на рис. 2 показывают поведение ионов кислорода. Мы наблюдаем потоки ионов O⁺ с энергиями около 100–5000 эВ в магнитослое. Эти ионы образуются в кислородной короне и ускоряются электрическим полем солнечного ветра. Они также видны в магнитосфере, где определенная их часть обладает более высокой энергией. Ионы O⁺ с энергией ниже 100 эВ и ионы ${\text{O}}_{2}^{ + }$ с энергиями ~5–330 эВ преимущественно ускоряются на более низких высотах и не могут получить более высокую энергию.

Две границы в пределах перехода от магнитослоя к ионосфере могут быть идентифицированы с использованием плазменных и магнитных параметров на рис. 2. Внешняя граница довольно резкая и определяется рядом физических параметров (идущих от магнитослоя к магнитосфере): падение потока энергии протонов, резкое появление pick-up ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ с энергиями 3–300 эВ, падение энергии электронов, резкое падение температуры электронов, падение отношения n_p/(n_p + n_n). Концентрация магнитослоя падает на порядок на двух границах, что определяет магнитопаузу. Некоторые из этих границ обсуждались рядом авторов. Сравнения различных критериев, используемых для идентификации границы магнитосферы (Espley, 2018; Halekas и др., 2018; Holmberg и др., 2019), показывают, что резкое падение давления протонов солнечного ветра на порядок представляется лучшим параметром для отождествления границы магнитосферы и часто совпадает с резким изменением состава ионов.

Переход от дневной магнитосферы к ионосфере происходит довольно плавно и требует дополнительного анализа. При большом интервале концентрации в ~2 порядков различную роль играют, в частности, процессы рекомбинации и ионизации и ряд других процессов, анализ которых выходит из рассмотрения в данной работе. Следующие изменения численной плотности ионов ${\text{O}}_{2}^{ + }$ и O⁺ и их соотношение показаны на рис. 2 при переходе от магнитопаузы к ионосфере: (1) численные плотности этих ионов изменяются от фона до ~1–2 см^–3 в 03:20:00 и продолжаются до ~03:25:30 с небольшими изменениями, (2) в течение временнóго интервала ~03:25:30–~03:27:20 численные плотности ${\text{O}}_{2}^{ + }$ увеличиваются быстрее, чем увеличение численной плотности O⁺ и (3) численные плотности двух ионов показывают небольшое увеличение с соотношением ${\text{O}}_{2}^{ + }$/O⁺ ~ 5. Космический аппарат вошел в ионосферу примерно в ~03:27:00 по восточному времени, где преобладает популяция холодных ионов. Изменение соотношения ${\text{O}}_{2}^{ + }$ в магнитосфере будет обсуждаться позже, поскольку оно предоставляет инструмент для анализа дневной магнитосферы.

На рис. 3 показан угол между скоростью ионов и внешней нормалью к поверхности планеты для ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$. Видно, что ионы в магнитослое (до ~03:19:30 UT) в основном движутся к планете, так как вышеупомянутый угол составляет >90°. Это происходит потому, что скорость дрейфа частиц ионов, захваченных в кислородной короне, приблизительно совпадает со скоростью солнечного ветра. Направления объемных скоростей обоих компонентов ионов ниже магнитопаузы остаются стабильными при ~60°–40° относительно нормали к поверхности, указывая на то, что они удаляются от планеты. Приблизительно в 03:27:00 угол приближается к 80°, но в расчет этого угла входят, помимо точности вычисленного угла, скорость спутника и неточность расчета скорости плазмы.

Рис. 3.

Угол между объемной скоростью ионов и нормалью к поверхности планеты для ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ для пересечения, представленного на рис. 2.

На рис. 4 показаны выбор двумерных распределений скоростей ионов O⁺ в координатах Mars-Sun-Electric field (MSE), в которых ось X указывает на Солнце, ось Y проходит вдоль поперечной составляющей межпланетного магнитного поля в солнечном ветре, а ось Z проходит вдоль движущегося электрического поля E = –(1/c)$v$B, примерно за тот же интервал времени, что и на рис. 2. Размер кругов показывает плотность фазового пространства ионов в пространстве скоростей. Наблюдается, что с увеличением расстояния от ионосферы Z-составляющая скоростей увеличивается, указывая на ускорение ионов внешним электрическим полем.

Рис. 4.

Примеры функций распределения ионов кислорода в пространстве скоростей (Vz–Vy). Размер окружности пропорционален плотности ионов в фазовом пространстве. Красные линии показывают проекцию магнитного поля на плоскость YZ-MSE.

Временнóй интервал ~03:25–~03:27 приблизительно соответствует переходу из нижней части ионосферы, где соотношение ${\text{O}}_{2}^{ + }$^//O⁺ составляет ~2, в верхнюю ионосферу с n(${\text{O}}_{2}^{ + }$)/n(O⁺) ~ 1 (см. рис. 2). На больших высотах мы наблюдаем расширение распределения ионов в направлении движущегося электрического поля (03:24:27) и дальнейшее постепенное ускорение ионов (03:21:41– 03:20:57 UT).

Значительный нагрев ионов кислорода во внешней части плазменной оболочки хорошо виден на рис. 5, на котором показаны энергетические спектры протонов, ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$. Видно, что с приближением к ионосфере спектры ионов становятся менее энергичными. В ионосфере (~03:27:20) температура ионов кислорода уменьшается.

Рис. 5.

Энергетические спектры ионов H⁺, O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ в плазменной оболочке, прилегающей к ионосфере.

На рис. 6 показан еще один пример дневной магнитосферы в 2019-07-31. Магнитослой показан слева на расстоянии ~800 км. Критерии расположения границ были представлены при обсуждении предыдущего случая на рис. 1. В случае, показанном на рис. 6, магнитопауза была пересечена в 06:32:00 UT на высоте ~620 км, на что указывает соотношение n_p/(n_p + n_h) ≈ 0.5, резкое падение энергии ионов (панель 1) и энергии протонов (панель 2), а также увеличение концентрации и температуры потоков ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ (панели 3 и 4). Ионопауза определяется на высоте ~440 км в ~06:35:40 по восточному времени по падению температуры горячих ионов.

Рис. 6.

См. подпись к рис. 2.

Так же, как было отмечено при обсуждении предыдущего примера (рис. 2), изменение численного отношения ионов ${\text{O}}_{2}^{ + }$/O⁺ при переходе от магнитосферы к ионосфере происходит с 1–2 (панель 6) до 06:35:40 UT до ~5–10. Таким образом, в обоих случаях изменение соотношения n(${\text{O}}_{2}^{ + }$)/n(O⁺) составляет примерно 5.

На рис. 7 показаны направления движения ионов от участка в магнитослое до ионосферы в проекции к нормали к магнитопаузе. Видно, что ионы в магнитослое (до ~06:31:45) преимущественно движутся к планете, так как угол между скоростью частиц и внешней нормалью к планете составляет >90°.

Рис. 7.

Угол между полной скоростью и нормалью к поверхности меньше 90°, показывая движение плазмы от планеты.

МАГНИТОСФЕРА ДНЕВНОЙ СТОРОНЫ С ПЛЮМОМ

Когда плюм присутствует в магнитослое дневной стороны, плазма в магнитосфере также содержит популяции ускоренных ионосферных ионов и pick-up ионов. Характеристики ионосферных и pick-up ионов весьма схожи с характеристиками, наблюдаемыми в дневной магнитосфере в случаях отсутствия плюма. На рис. 8 показан типичный пример такой структуры магнитосферы.

Рис. 8.

Те же параметры, что и на рис. 2, показаны здесь для орбиты 3 августа 2019 г. Ионный плюм характеризуется узким энергетическим распространением тяжелых ионов с монотонным увеличением энергии из ионосферы через магнитослой.

Плюм наблюдается в 2019-08-03 UTC в 07:14:21–07:43:09 UTC (рис. 8). Он включает в себя значительную часть магнитослоя (~07:14 UT–~07:32:30 UT) с падением ионного динамического давления с 1 × 10^–9 дин/см² в 10 раз, которое мы определяем как границу. Дальнейшее резкое увеличение концентрации числа тяжелых ионов и отношения n_p/(n_p + n_h) (6-я панель), увеличение величины магнитного поля B и уменьшение флуктуаций магнитного поля (8-я панель) подтверждают нашу идентификацию этой границы. СЗУ при пересечении магнитопаузы составлял ~75°.

Панели 3 и 4 показывают, что магнитослой заполнен ионами плюма. Эта плазменная структура, характеризующаяся узкими энергетическими спектрами тяжелых ионов с монотонным увеличением энергии, образована ионами, возникшими в расширенной экзосфере и верхней ионосфере под действием электрического поля солнечного ветра.

Угол между объемной скоростью тяжелых ионов и нормалью к поверхности планеты, представленный на рис. 9, показывает, что эти ионы удаляются от планеты. Этот угол уменьшается по мере ускорения ионов в движущемся электрическом поле. Заметной особенностью является то, что угол отличается на ~10° для обоих видов ионов. Это может быть связано с различными гирорадиусами этих ионов.

Рис. 9.

Угол между объемной скоростью ионов и нормалью к поверхности планеты для ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ для пересечения, представленный на рис. 8.

На рис. 10 показаны энергетические распределения ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ в моменты регистрации ионов плюма. Эти распределения энергии очень сильно отличаются от распределений захваченных ионов (рис. 5).

Рис. 10.

Энергетические спектры протонов и тяжелых ионов в разных областях. Пики в низкоэнергичной части спектров O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ относятся к ионному плюму.

Мы также наблюдаем потоки захваченных солнечным ветром ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ с энергиями 10 эВ–10³ эВ в магнитослое. Их концентрации в магнитослое довольно малы (~0.1 см³), однако они монотонно возрастают по мере продвижения космического аппарата к ионосфере и достигают ~20 см^–3 в ее верхней части.

Аналогично, этот ионный компонент постепенно затухает при переходе от нагретой верхней ионосферы к обычной ионосфере в ~07:42 UT, что указывает на то, что плюм исходит из ионосферы.

Другой пример магнитосферы, когда наблюдается плюм, показан на рис. 11.

Рис. 11.

Еще один пример дневной магнитосферы в случае плюма. См. подпись к рис. 2.

Используя соотношение n_p/(n_p + n_h) ≈ 0.5, мы устанавливаем границу в 12:05:00 UT. Это время согласуется с падением общего динамического давления ионов магнитосферы в 10 раз.

Соотношение концентраций ионов ${\text{O}}_{2}^{ + }$/O⁺ от меньшего значения ~3 в магнитосфере увеличивается до ~8 в ионосфере. Похоже, что соотношение ${\text{O}}_{2}^{ + }$/O⁺ в верхней ионосфере определяется ионизацией ультрафиолетовым излучением и атмосферными процессами, такое же значение соотношения в магнитосфере определяется главным образом ионизацией ультрафиолетовым излучением.

Как и в предыдущем случае пересечения магнитосферы с особенностью плюма, объемные скорости ускоренных ионов направлены в сторону от планеты (см. рис. 12), и угол между этим направлением и нормалью к поверхности планеты уменьшается по мере ускорения частиц.

Рис. 12.

Угол между объемной скоростью ионов и нормалью к поверхности планеты для ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ для пересечения, представленный на рис. 11.

На рис. 13 и в табл. 1 показаны средние соотношения n(${\text{O}}_{2}^{ + }$)/n(O⁺) для трех наблюдаемых наборов пересечений магнитосфер, рассмотренных в этой статье. Разброс чисел значителен, средние значения различны.

Рис. 13.

Распределения n(${\text{O}}_{2}^{ + }$)/n(O⁺) в наблюдаемых пересечениях в магнитопаузе, магнитосфере и верхней ионосфере.

Известно, что ионы плюма исходят из ионосферы и ускоряются электрическим полем плазмы солнечного ветра (Dubinin и др., 2006 и ссылки в нем), образуя важный канал атмосферных потерь (Dong и др., 2015). Чтобы сделать приблизительную оценку высоты, с которой электрическое поле начинает ускорять ионы плюма до наблюдаемых значений энергии, мы сравнили измеренные энергии ионов в плюме с падением потенциала электрического поля между положением космического аппарата и высотой 420 км над поверхностью Марса в направлении +Z_MSE, дающим прогнозируемый прирост энергии наблюдаемых частиц в предположении ускорения частиц однородным электрическим полем, (рис. 14) для пересечения, представленного на рис. 8. Эта высота в 420 км была выбрана для наилучшего соответствия между двумя кривыми на рис. 8 и также близка к верхней границе ионосферы. Синяя линия показывает значение энергии с наибольшим измеренным дифференциальным потоком энергии в определенный момент времени. Электрическое поле было рассчитано на основе измерений плазмы солнечного ветра перед головной ударной волной Марса как E = –(1/c)[V_SWB], где V_SW – измеренная с прибором STATIC скорость солнечного ветра, усредненная за интервал времени с 7:00 до 7:10 UT, а B – вектор магнитного поля, измеренный с прибором MAG и усредненный за тот же интервал времени.

Рис. 14.

Сравнение энергии в плюме (синий) и прогнозируемой энергии в предположении, что ионы плюма ускоряются индуцированным электрическим полем солнечного ветра с высоты 420 км с нулевой начальной энергией (красный).

В целом, кривые хорошо согласуются друг с другом. Расхождение между кривыми, наблюдаемыми при энергиях выше 100 эВ, вероятно, вызвано циклоидальным движением ионов плюма, в результате чего ионы обнаруживаются дальше от космического аппарата, чем предсказывает наша простая модель, и, соответственно, покрывают более длинный путь, получая дополнительную энергию. Видно, что ионы в модели недостаточно ускорены в левой части рисунка по сравнению с измеренной энергией ионов. По-видимому, это может быть связано с электрическим полем в магнитослое, которое не было принято во внимание и которое сильнее, чем электрическое поле невозмущенного солнечного ветра. Предложенная модель также может быть использована для оценки высоты, с которой электрическое поле начинает ускорять ионосферные ионы.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Этот анализ плазмы и магнитного поля основан на данных, полученных на MAVEN. Были проанализированы измерения плазмы и магнитного поля на 115 проходах на высоте более ~300 км в северном полушарии при солнечно-зенитных углах ~70° в течение временнóго интервала 27.07.2019–31.10.2019. Предыдущий анализ других наборов областей дневной стороны между магнитослоем дневной стороны и ионосферой не включал случаи с плюмом. В текущую подборку проходов дневной магнитосферы мы включили случаи плюма, и было обнаружено, что соотношение случаев без плюма (случай А) к случаям с плюмом (случай В) составило приблизительно 50%.

Предыдущий анализ (Vaisberg, Shuvalov, 2021) не выявил случаев прямого взаимодействия обтекающего потока солнечного ветра на дневной стороне планеты с ионосферой. Слой между обтекающим потоком и ионосферой был заполнен смесью нагретых ионосферных ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ и захваченными и ускоренными солнечным ветром экзосферных ионов и был назван дневной магнитосферой Марса.

Более детальный анализ магнитосферной плазмы показал довольно регулярные профили (А) количественных концентраций O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ и соотношения этих ионов (см. рис. 2 и рис. 6): (1) начальное резкое увеличение в магнитопаузе с ${\text{O}}_{2}^{ + }$/O⁺ ~ 1, (2) плавное или двухступенчатое увеличение в 1.5–3 раза с изменениями ${\text{O}}_{2}^{ + }$/O⁺ ~ (1–2) и (3) короткое увеличение O⁺, особенно ${\text{O}}_{2}^{ + }$, значительное увеличение соотношения ${\text{O}}_{2}^{ + }$/O⁺, (4) равномерное или медленное повышение ${\text{O}}_{2}^{ + }$ и O⁺ со значениями, характерными для верхней ионосферы.

В случаях B (плюм, рис. 8 и 11) можно увидеть слой нагретого слоя ионосферы над холодной ионосферой: среднее увеличение энергии ионов до ~10 эВ на рис. 8 и до ~10² эВ на рис. 11. Эти границы соответствуют расположению препятствий, которые соответствуют падениям потока энергии магнитосферы для обоих случаев. Рис. 9 и 12 подтверждают расположение границ между потоками магнитосферы и препятствиями.

Работа выполнена при поддержке гранта Российского научного фонда 21-42-04404. Данные MAVEN общедоступны по ссылке https://pds.nasa.gov.