Геомагнетизм и аэрономия, 2020, T. 60, № 1, стр. 9-22

1. ВВЕДЕНИЕ

Радиационные пояса Земли были открыты более полувека назад (1958 г.): внутренний – Джеймсом Ван Алленом (ИСЗ Explorer-1) и внешний – С.Н. Верновым (ИСЗ Спутник-2). В настоящее время общепринятой точки зрения на источники динамики внешнего электронного радиационного пояса не существует (см., например, обзор [Baker et al., 2018] и ссылки в нем). Согласно работам [Тверской, 1968, 2004] среди основных механизмов формирования внешнего электронного радиационного пояса наиболее важными являются: магнитная диффузия в индукционных полях, возникающих при внезапных импульсах геомагнитного поля; радиальная диффузия под воздействием нестационарных электрических полей; высыпания и ускорение частиц при взаимодействии с волнами; потери электронов во время движения магнитопаузы; захват и возможное бетатронное ускорение частиц во время диполизации геомагнитного поля.

Магнитная диффузия является механизмом, который объясняет развитие диффузионных волн релятивистских электронов в промежутке между бурями [Тверской, 1968, 2004]. В рамках теории дрейфа частиц в электрическом и магнитных полях предложен механизм “ударной” инжекции частиц под воздействием биполярного внезапного импульса геомагнитного поля [Павлов и др., 1993]. Наиболее сильные вариации внешнего электронного радиационного пояса происходят во время геомагнитных возмущений. Обычно потоки электронов падают на главной фазе бури, в то время как дальнейшее развитие событий не предсказуемо: в ~50% случаев потоки возрастают, но могут либо не восстановиться, либо вернуться к предбуревому уровню [Reeves et al., 2003].

“Буревая” инжекция – наиболее признанный механизм, который предусматривает двухэтапное ускорение электронов в процессе суббуревой активности и в результате резонансного взаимодействия с волнами, для ускорения требуется две популяции частиц – ~10 кэВ и ~100 кэВ, (например, обзор [Baker et al., 2018] и ссылки в нем). Влияние внешних факторов на динамику потоков электронов – важнейший аспект исследований. Обнаружена сильная корреляции потоков релятивистских электронов со скоростью солнечного ветра [Paulikas and Blake, 1979]. В работе [Blake et al., 1997] показано, что потоки электронов с E > 2 МэВ на геостационарной орбите коррелируют с увеличением плотности и скорости солнечного ветра, а рост потоков электронов внешнего пояса связан с переориентацией к югу межпланетного магнитного поля (ММП). В то же время Lyatsky and Khazanov [2008] показали, что потоки энергичных электронов антикоррелируют с плотностью солнечного ветра. Результаты статистического исследования динамики внешнего электронного пояса по данным ИСЗ Van Allen Probes методом наложения эпох свидетельствуют о трех наиболее важных условиях для роста потока электронов: длительная южная ориентация ММП, высокая скорость и низкое давление солнечного ветра [Li et al., 2015].

Одним из ключевых вопросов является роль адиабатических эффектов в динамике внешнего радиационного пояса. При относительно медленных изменениях магнитосферного магнитного поля вариации внешнего радиационного пояса происходят при сохранении адиабатических инвариантов. При этом спутниками регистрируются изменения потоков электронов, которые не связаны с реальными потерями или с реальным поступлением новых частиц во внутреннюю магнитосферу. С другой стороны, питч-угловое рассеяние частиц, быстрые движения магнитопаузы под воздействием импульсов давления солнечного ветра, приводят к безвозвратным потерям электронов, которые компенсируются поступлением новых частиц, ускоренных суббуревыми процессами и взаимодействием волна-частица (например, обзор [Baker et al., 2018] и ссылки в нем).

Функция плотности фазового пространства помогает дать оценку относительной роли адиабатических и неадиабатических механизмов развития радиационных поясов. С использованием этого математического аппарата в работе [Zhao et al., 2017] показано, что роль адиабатических эффектов в динамике внешнего электронного радиационного пояса незначительна. С другой стороны, в работе [Lazutin et al., 2018] показано, что главной причиной уменьшения потока релятивистских электронов во внешнем радиационном поясе на главной фазе геомагнитной бури является именно адиабатическое охлаждение, связанное с депрессией магнитного поля во внутренней магнитосфере при сохранении адиабатических инвариантов.

Магнитосфера Земли – самосогласованная система, основными компонентами которой являются геомагнитное поле и заряженные частицы. Динамика потоков заряженных частиц определяется структурой магнитного поля. Движения частиц, в свою очередь, создают токи, изменяющие величину магнитного поля. Из этого следует естественный вывод о том, что одним из основных факторов, определяющих динамику потоков заряженных частиц в магнитосфере, являются вариации геомагнитного поля. В работе [Тверская, 1986] представлена зависимость положения максимума пояса электронов от максимальной амплитуды Dst-вариации бури: |Dst|_max = 2.75 × × ${{{{{10}}^{4}}} \mathord{\left/ {\vphantom {{{{{10}}^{4}}} {L_{{{\text{max}}}}^{4}}}} \right. \kern-0em} {L_{{{\text{max}}}}^{4}}}.$ Зависимость была получена эмпирическим путем по данным низколетящих полярных спутников. Теоретическая интерпретация зависимости состоит в том, что в точке L_max, из описанной выше зависимости, находится максимум плотности кольцевого тока [Тверской, 1997]. В работе [Антонова и др., 2017] показано, что авроральные процессы во время суббуревой активности могут приводить к дополнительному уменьшению магнитного поля в экваториальной магнитосфере в области максимального давления плазмы, способствующему адиабатическому ускорению низко-энергичных электронов (seed-популяции).

Целью представленной работы является попытка интерпретации наблюдаемой динамики потоков электронов внешнего радиационного пояса Земли 15‒22.02.2014 г. адиабатическими и неадиабатическими вариациями, обусловленными глобальными изменениями магнитного поля основных токовых систем магнитосферы Земли в условиях воздействия различных факторов межпланетной среды.

2. ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

В работе использованы экспериментальные данные, полученные с ИСЗ GOES-15 с прибора SEM (Space Environment Monitor) с геостационарной орбиты (ГСО) (http://www.ngdc.noaa.gov/stp/ satellite/goes) и с космических аппаратов (КА) Van Allen Probes (VAP), первое название миссии ‒ Radiation Belt Storm Probes (RBSP), (http://vanallenprobes. jhuapl.edu). КА VAP ‒ 2 идентичных спутника (a и b) на высокоэллиптической орбите: наклонение ‒ 10°; период обращения ‒ 9 ч; апогей ∼6 R_E; перигей ∼600‒700 км. В феврале 2014 г. орбита КА VAP находилась в дневном секторе магнитосферы (рис. 1 – (http://rbspgway.jhuapl.edu/ ExtendedMissionOrbit)).

Рис. 1.

Орбиты спутников VAP 15.02.2014 г.

Ось вращения КА VAP стабилизирована и направлена на Солнце. В представленной работе использованы усредненные по углам данные приборов HOPE (Helium Oxygen Proton Electron) и MagEIS (The Magnetic Electron Ion Spectrometer), входящих в аппаратуру ECT (Energetic Particle, Composition, and Thermal Plasma Suite) [Spence, et al. 2013].

Для исследования воздействия межпланетной среды на магнитосферу Земли использованы экспериментальные данные о солнечном ветре и ММП, полученные на КА АСЕ, расположенном в точке либрации L1 на расстоянии 1.5 млн км от Земли к Солнцу (www.srl.caltech.edu/ACE/ASC/).

Геомагнитная активность магнитосферы Земли характеризовалась Dst-вариацией и SYM-H, ASY-H и AL-индексами (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/).

3. ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Период с 15‒22.02.2014 г. может быть полезным для понимания динамики потоков релятивистских электронов внешнего радиационного пояса Земли, поскольку наблюдались эффекты различных физических процессов, происходящих в магнитосфере. 15‒16.02.2014 потоки релятивистских электронов на ГЕО продемонстрировали падение примерно на два порядка величины (рис. 2) несмотря на то, что классической геомагнитной бури не произошло. Похожую динамику электронов можно видеть и в сердцевине радиационных поясов (рис. 3). Профиль потока электронов с энергией 2.1 МэВ по данным КА VAPa (при пролете между L-оболочками от 6 до 3) утром 15.02.2014 г. представлен на рис. 3а. Для периода 15‒22.02.2014 г. определены величины максимальных потоков для каждого пролета КА VAPa через область внешнего радиационного пояса и положения максимумов по L. Временны́е профили этих параметров представлены на рис. 3б и 3в, соответственно. Можно видеть, что 16.02.2014 г., когда магнитосфера Земли испытала сильный импульс давления солнечного ветра (рис. 2), наблюдалось смещение максимума пояса к Земле (рис. 3в) и уменьшение интенсивности потока (рис. 3б). Восстановления по окончании воздействия импульса давления не произошло. Поток электронов с E > 2 МэВ на ГСО также практически не восстанавливался в течение четырех дней, несмотря на сильную геомагнитную бурю 19.02.2014 г., связанную с достаточно длительным периодом южной ориентации ММП с большой величиной B_z-компоненты (рис. 2). 21.02.2014 г. потоки электронов E > 2 МэВ на ГСО не только восстановились, но и превысили уровень 15.02.2014 г.. Похожая динамика потоков электронов наблюдалась и в сердцевине радиационных поясов (рис. 3б).

Рис. 2.

Временны́е профили потоков электронов на ГСО, скорости (V) и давления солнечного ветра (P), B_z-компоненты ММП и SYM/H и ASY/H – индексов 15‒22.02.2014 г.

Рис. 3.

Профиль потока электронов с E = 2.1 МэВ по данным КА VAPa 15.02.2014 г. (а), временны́е профили величины максимума потока электронов с E = 2.1 МэВ (б) и его положения по L (в) 15‒22.02.2014 г.

Исследование динамики потоков релятивистских электронов на низковысотной полярной орбите по данным ИСЗ POES показало отсутствие существенных высыпаний потоков электронов с E > 600 кэВ (рисунки не приведены) в период 15‒22.02.2014 г.

15‒16 февраля 2014 г. магнитосфера Земли испытала воздействие импульса давления солнечного ветра (рис. 2). Постепенное поджатие магнитосферы происходило в течение нескольких часов вследствие прихода быстрой и плотной плазмы солнечного ветра в условиях северной ориентации ММП. Такое воздействие вызвало усиление токов Чепмена–Ферраро на магнитопаузе и проявилось в положительном скачке Dst-вариации и симметричной составляющей геомагнитного индекса SYM/H (рис. 2). Потоки электронов на ГСО с приходом высокоскоростного потока солнечного ветра (~12 UT 15.02.2014 г.) незначительно уменьшились, но быстро восстановились (вертикальная штриховая линия 1 на рис. 4). Когда импульс давления солнечного ветра достиг максимума, произошли резкие кратковременные вариации давления, сопровождаемые сменой северо-южной ориентации солнечного ветра. В результате наблюдались пересечения магнитопаузой ГСО, о чем свидетельствуют резкие кратковременные провалы на временнóм профиле потоков электронов (рис. 4) и характерные изменения магнитного поля на орбите ГЕО по данным ИСЗ GOES-15 (рис. не приводится). Можно говорить об эффекте суммарного воздействия на магнитопаузу импульса давления и вариации ММП. В данном случае возможна реализация механизма потерь электронов на ГСО – уход за магнитопаузу. В то же время, можно видеть, вариации потока в период, когда наблюдались движения магнитопаузы (между пунктирными вертикальными линиями 2 и 3 на рис. 4), носили кратковременный характер на фоне плавного уменьшения, связанного с другим глобальным процессом.

Рис. 4.

Временны́е профили потоков электронов на ГЕО, давления солнечного ветра (P), B_z-компоненты ММП и Dst-вариации 15‒17.02.2014 г.

КА VAP в феврале 2014 г. проходили через область внешнего электронного радиационного пояса в дневной магнитосфере (рис. 1). На рисунках 5а–5в показано несколько пространственно-временны́х профилей потоков частиц, измеренных на КА VAPa при пролете половины орбиты, между L-оболочками в перигее и в апогее. Для профилей, представленных на рис. 5а–5в, в табл. 1 указаны времена пролетов и направления движения КА, наружу или внутрь радиационных поясов. На рис. 5а семейство тонких кривых с максимумом на R ~ 4.7 соответствует профилям потоков с ~00:00 по ~19:30 UT 15.02.2014 г. (табл. 1). Подобие профилей свидетельствует о стабильности радиационного пояса в это время. Примерно в 22:23 UT 15 февраля (волнообразный профиль 1 – толстая кривая) КА летел внутрь радиационных поясов. На следующем пролете (профиль 2 на нижней панели ‒ толстая кривая) КА летел наружу. Начиная с ~00 UT 16 февраля, можно видеть появление фронта частиц кольцевого тока, заполняющих область радиационных поясов из хвоста магнитосферы. Усиление и смещение внутрь кольцевого тока хорошо заметно на следующих витках (тонкие кривые). В это же время происходит перестройка внешнего электронного радиационного пояса (семейство тонких кривых с максимумом на R ~ 3.7 на верхней панели рис. 5а): сдвиг внутрь и уменьшение интенсивности потока в максимуме. В результате геомагнитного возмущения, связанного с импульсом давления солнечного ветра во второй половине дня 15 февраля, в магнитосфере установилось новое стабильное состояние радиационного пояса с максимумом на L ~ 3.7, поддерживаемое сформировавшимся в начале 16 февраля кольцевым током.

Рис. 5.

Пространственно-временны́е профили потоков электронов с E = 2.1 МэВ радиационных поясов (верхняя панель) и потоков ионов кольцевого тока с Е = 51.8 кэВ (нижняя панель) 15‒16.02.2014 г. (а); пространственно-временны́е профили потоков электронов с E = 2.1 МэВ радиационных поясов 18‒19.02.2014 г. (б) и 20‒21.02.2014 г. (в) (подробности в тексте).

19 февраля наблюдалась сильная геомагнитная буря с |Dst|_max = 112 нТл (рис. 2). Южная ориентация ММП во время главной фазы бури сменилась на северную на фазе восстановления. Изменения потока электронов с E > 2 МэВ на ГСО практически не произошло. В сердцевине радиационных поясов также особых отличий по сравнению с 16 февраля не наблюдалось (рис. 5б).

20 февраля к магнитосфере Земли пришел высокоскоростной поток солнечного ветра, вызвавший умеренную магнитную бурю с двумя фазами развития, связанными с поворотом ММП к югу (рис. 2). На рисунке 5в представлены пространственно-временны́е профили потоков электронов с E = 2.1 МэВ радиационных поясов 20–21.02.2014 г. Можно видеть, что эволюция радиационного пояса носила многоступенчатый характер. Восстановление потоков началось ранним утром 20 февраля с внешних L-оболочек (R > 4.5): на L ~ 4.8 наблюдается фронт инжекции электронов из хвоста (рис. 5в, толстая кривая 1, табл. 1). К ~15 UT потоки на геостационарной орбите возросли на порядок, внутренняя граница пояса сместилась с L ~ 2.8 до L ~ 3, максимум потока (~10⁴ (см² с стер МэВ)^–1) сформировался на L-оболочке ~4.5 (толстая кривая 3). Следующим этапом развития пояса стало наполнение его внутренней части: примерно к 15 UT 21 февраля потоки в максимуме достигли ~10⁵ (см² с стер МэВ)^–1 на L ~ 4.2. К вечеру 21.02 (рис. 5в, тонкие кривые 4‒5) изменения потоков электронов затронули и внешние L-оболочки (R > 4.5), после чего радиационный пояс окончательно восстановился до состояния первой половины дня 15.02.2014 г.

4. ОБСУЖДЕНИЕ

В качестве механизмов пополнения внешнего электронного радиационного пояса рассматриваются два класса процессов: перенос и ускорение частиц от источника, расположенного вне радиационных поясов (радиальное ускорение) и ускорение низко-энергичных электронов до релятивистских энергий непосредственно в сердцевине радиационных поясов (локальное ускорение) [Reeves et al., 2015]. Основным резервуаром, из которого электроны переносятся вглубь радиационного пояса, является область ночной магнитосферы за границей области захваченной радиации (“зона нерегулярных потоков электронов” [Тверская, 2011]). Для периода 18.02‒02.03.2014 г. на основе анализа данных КА VAP в работе [Liu et al., 2015] делается вывод о локальном ускорении релятивистских электронов на волнах типа “хоров”, возбуждаемых электронами с E ~ 10–100 кэВ на фазе восстановления геомагнитных бурь. Также предполагается, что падение потока электронов на главной фазе бури может быть обусловлено адиабатическими потерями вследствие Dst-эффекта, также уходом за магнитопаузу и рассеянием на волнах типа “шипений” [Liu et al., 2015]. Dst-эффект, переход электронов из области слабого в область более сильного магнитного поля, впервые был предложен в работе [McIlwain, 1966].

Практически во всех работах, посвященных динамике релятивистских электронов внешнего радиационного пояса, предполагается, что падение интенсивности потоков электронов обусловлено потерями электронов (назовем эти электроны “старыми”) вследствие того или иного механизма, а рост – ускорением других низко-энергичных электронов (назовем эти электроны “новыми”). Наше предположение состоит в том, что падение и затем рост интенсивности потока частиц во внешнем электронном радиационном поясе преимущественно обусловлены движением “старых” электронов наружу и внутрь радиационного пояса. Движение осуществляется под действием вариаций магнитного и электрического полей магнитосферы Земли. Потери “старых” частиц и ускорение “новых” происходят, но не являются доминирующими на фоне основного процесса – переноса “старых” электронов. На примере событий 15‒22.02.2014 г. постараемся показать, что глобальная динамика магнитного поля и вариации электрического поля солнечного ветра, контролирующего крупномасштабную конвекцию в магнитосфере, могут объяснить эволюцию потоков релятивистских электронов внешнего радиационного пояса магнитосферы Земли.

Магнитное поле управляет движением заряженных частиц в магнитосфере. В свою очередь потоки частиц создают токи, которые вносят свой вклад в динамику магнитосферного поля. Модели магнитосферы дают возможность исследовать вклады магнитных полей, создаваемых крупномасштабными токовыми системами под воздействием внешних условий (например, [Alexeev et al., 1996, 2001; Tsyganenko and Sitnov, 2007]). Параболоидная модель А2000 представляет околоземное магнитное поле в виде суммы полей крупномасштабных токовых систем [Alexeev et al., 1996, 2001]. В основе А2000 лежит аналитическое решение уравнения Лапласа для каждой системы с граничным условием Bn = 0 на магнитопаузе, которая аппроксимируется параболоидом вращения. Внешними параметрами модели являются данные измерений плазмы солнечного ветра и ММП и геомагнитные индексы. Динамика магнитосферы представлена как последовательность мгновенных состояний. Модель А2000 позволяет рассчитать магнитное поле от токов на магнитопаузе, от токов хвоста и кольцевого тока, а также Dst-вариацию (Dst_mod) и вклады в Dst-вариацию от вышеперечисленных токовых систем (Dcf, Dt, Dr, соответственно). Рассчитанные для поверхности Земли значения увеличиваются на 30% для учета вклада внутриземных токов [Hakkinen et al., 2002]. Вклад продольных токов в усредненное по долготе магнитное поле на поверхности Земли считается пренебрежимо малым [Alexeev et al., 2001].

По модели А2000 произведен расчет магнитного поля крупномасштабных токовых систем на поверхности Земли и Dst-вариации для периода 15‒22.02.2014 (рис. 6), а также структуры силовых линий магнитосферы (рис. 7а–7г) для нескольких моментов в течение периода 15‒16.02.2014 г., указанных на профиле Dst-вариации (рис. 7). Временны́е профили Dst-вариации и Dst_mod (рис. 6) достаточно хорошо согласуются друг с другом, что дает возможность проведения анализа состояния магнитосферы на основе модельных расчетов токовых систем. Как можно видеть, положительная вариация геомагнитного поля (Dst-вариация) 15‒16.02.2014 г. связана, преимущественно, с токами на магнитопаузе вследствие воздействия импульса давления солнечного ветра, который также явился основной причиной сильного поджатия магнитосферы, что хорошо видно при сравнении рис. 7а и 7б – структуры магнитосферы в 04 UT и 20 UT 15 февраля. Фаза роста импульса давления солнечного ветра продолжалась длительное время, около 10 ч, что превышает характерные длительности дрейфовых периодов протонов кольцевого тока. Таким образом, можно ожидать, что с ~12 до ~22 UT 15 февраля происходило адиабатическое сжатие магнитосферы на фоне стабильных радиационных поясов. Условия роста кольцевого тока под действием импульса давления солнечного ветра рассмотрены в [Калегаев и др., 2015]. На фазе спада давления солнечного ветра, который носил характер нескольких резких импульсов, наблюдалась кратковременная переориентация ММП на южное направление, в результате произошла суббуря амплитудой около 1000 нТл, увеличились ток хвоста и кольцевой ток (рис. 6), что привело к уменьшению Dst-вариации до спокойного уровня. Уменьшение магнитного поля происходило в течение трех часов (рис. 4), что сопоставимо, либо меньше характерных дрейфовых периодов протонов кольцевого тока до 50 кэВ. В результате быстрого, неадиабатического, сдвига магнитопаузы во внутренней магнитосфере сохранился сформировавшийся при повороте ММП к югу буревой кольцевой ток на R  > 3.5R_E. В свою очередь, усиление токов хвоста привело к вытягиванию силовых линий поля в хвост магнитосферы (рис. 7в) как во время умеренной классической магнитной бури (перепад величины Dst-вариации составил ~58 нТл).

Рис. 6.

Временны́е профили потоков электронов на ГЕО; функции (–B_zV_sw); AL-индекса; магнитного поля токов ‒ Dr, Dt, Dcf; Dst-вариации и рассчитанной Dst_mod.

Рис. 7.

Динамика структуры силовых линий геомагнитного поля, рассчитанных по модели А2000 и Dst-вариация 15‒17.02.2014 г. Цифрами 1, 2, 3, 4 обозначены моменты времени, для которых рассчитаны силовые линии на рисунках а, б, в, г соответственно.

Сформировавшаяся структура магнитного поля магнитосферы стала причиной наблюдаемой динамики внешнего радиационного пояса. Можно предположить, что причиной падения интенсивности потоков электронов на ГСО стал Dst-эффект – расширение L-оболочек, связанный с сохранением третьего инварианта для потоков захваченных электронов. При этом для сохранения первого инварианта энергия электронов должна уменьшиться. Умеренные магнитные бури затрагивают преимущественно внешние области магнитосферы, в частности ГСО, при этом подвергается изменениям структура силовых линий магнитного поля, следовательно, и потоки электронов.

В сердцевине радиационных поясов могли действовать другие механизмы. Как можно видеть по данным КА VAP (рис. 5а), увеличение кольцевого тока (профиль 2 на нижней панели рис. 5а) и уменьшение потока электронов произошло во время (табл. 1, после профиля 1), когда по данным ИСЗ GOES-15 наблюдалось два пересечения ГСО магнитопаузой: примерно в 22 UT 15 февраля и в ~00:30 UT 16 февраля (рис. 4), при этом ММП имело южную ориентацию. Динамику силовых линий магнитного поля на дневной стороне магнитосферы наглядно иллюстрируют рис. 7а–7в: дневной размер магнитосферы уменьшился практически в 2 раза. Максимум пояса электронов сдвинулся с ~4.7 R на ~3.7 R, интенсивность упала примерно в 2 раза (рис. 5а, два семейства профилей). Увеличилась крутизна внутренней границы внешнего радиационного пояса.

Можно предположить, что сдвиг – следствие именно импульса давления солнечного ветра. Волнообразный характер пространственно-временного профиля потоков электронов во время пролета КА VAP в ~19–24 UT 15 февраля (профиль 1 на рис. 5а) также свидетельствует в пользу сжатия магнитосферы, как основного фактора. Передний фронт импульса давления длился более 4 ч. После максимума в ~21 нПа произошел быстрый, в течение ~5 мин, спад до ~15 нПа, еще через ~15 мин давление составляло ~8 нПа. Механизм заброса электронов импульсом давления предложен в работе [Павлов и др., 1993], в которой рассматривался эффект формирования нового пояса электронов в результате воздействия на магнитосферу двух внезапных импульсов давления солнечного ветра, положительного и отрицательного. В случае 15‒16.02.2014 г. под действием давления солнечного ветра магнитосфера медленно сжималась, а затем относительно быстро расширилась, и часть потока частиц могла остаться на новых дрейфовых оболочках. Период дрейфа релятивистских электронов с E ~ 2 МэВ вокруг Земли на L ~ 3 составляет ~15 мин [Павлов и др., 1993]. На спаде импульса давления солнечного ветра произошла переориентация ММП, что могло усилить воздействие давления солнечного ветра на магнитопаузу, поскольку расстояние до подсолнечной точки также зависит от B_z-компоненты ММП [Shue et al., 1998]. Пространственно-временны́е профили потоков электронов (рис. 5а–5в) свидетельствуют о сохранении потоков электронов на низких L-оболочках вследствие формирования буревого кольцевого тока 16 февраля: при этом структура профиля потоков электронов сохранилась практически до 20 февраля.

На динамику заряженных частиц в магнитосфере существенное влияние оказывает величина (–B_zV_sw) – электрическое поле солнечного ветра, определяющая крупномасштабную конвекцию в хвосте магнитосферы. С возрастанием положительных значений (–B_zV_sw) возрастает скорость дрейфа частиц в скрещенных полях (электрическом и магнитном) по направлению к Земле на ночной стороне магнитосферы. Именно данная функция связи, а не отдельные параметры – B_z и V_sw, является важным геоэффективным параметром, ответственным за развитие кольцевого тока и за динамику радиационных поясов [Newell et al., 2007]. В работе [Georgiou et al., 2016] отмечено, что она контролирует радиальную диффузию частиц радиационных поясов Земли под воздействием УНЧ волн. Этот механизм мог бы способствовать движению электронов вглубь радиационных поясов в течение продолжительного периода устойчивой ориентации электрического поля “утро–вечер” в ночной магнитосфере.

Небольшие суббури во время B_z < 0 15‒ 16.02.2014 г. (см. AL-индекс на рис. 6) не привели к существенному росту потоков электронов с E > > 2 МэВ на ГСО. Поток электронов с E > 0.8 МэВ немного увеличился. Как можно видеть (рис. 6), до ~13 UT 18 февраля функция (–B_zV_sw) преимущественно отрицательна, величина Dst-индекса меняется слабо. Силовые линии магнитного поля (рис. 7в, 7г) остаются вытянутыми в хвост магнитосферы. Можно предположить, что именно эти факторы препятствуют увеличению потока электронов и на ГСО (рис. 6), и в сердцевине радиационных поясов (рис. 3).

Сильная геомагнитная буря 19 февраля не оказала существенного влияния на поток электронов на ГСО (рис. 6). Внутри радиационных поясов наблюдались незначительные вариации (рис. 3 и 5б). Можно предположить, что дрейф частиц внутрь на главной фазе под действием сильного электрического тока (рис. 6) уравновешивался движением наружу из-за Dst-эффекта. На главной фазе бури внутренняя граница радиационного пояса различается на утренней и вечерней сторонах одной орбиты КА VAP (профили 1 и 2 на рис. 5б), что может быть интерпретировано, как асимметрия магнитосферы, причем только на фазе развития кольцевого тока (рис. 6). На главной фазе бури примерно в 04 UT 19.02 во время пролета КА наружу между R ~ 5.4 и R ~ 5.7 (ΔR ~ 0.4) наблюдается постоянная величина интенсивности потока электронов (профиль 1 на рис. 5б). Можно предположить, что в этот период КА VAP движется вдоль одной и той же магнитной L-оболочки или изменилась структура геомагнитного поля на фазе развития кольцевого тока.

20 февраля к Земле подошел высокоскоростной поток солнечного ветра (рис. 2), который привел к умеренной геомагнитной буре (Dst_max = = 86 нТл). 19 февраля северная ориентация ММП сменяется на южную. Начинается возрастание потока электронов на ГСО (рис. 6) и в сердцевине радиационных поясов (рис. 5в). Причем на ГСО рост потока 20 февраля небольшой по сравнению с изменениями 21 февраля. Динамика пространственно-временны́х профилей потоков электронов в сердцевине радиационных поясов свидетельствует о первоначальном движении частиц наружу (профиль 2 по сравнению с профилем 1 на рис. 5в) и о последующей инжекции электронов из внешних областей магнитосферы (профиль 3 по сравнению с профилем 2 на рис. 5в). Сформировался максимум потока электронов на R ~ 4.2, что полностью соответствует описанной выше зависимости положения L_max от величины Dst для бури данной мощности [Тверская, 1986].

Наибольшее возрастание потоков электронов на ГСО наблюдается 21 февраля (рис. 6). При этом по данным КА VAP (рис. 5в) только на R > 4.5 поток возрастает, чем дальше от Земли, тем больше. Согласно нашей концепции, это связано со сравнительно небольшой по величине, но длительно положительной величиной функции связи (–B_zV_sw). В результате происходит накопление электронов на внешних L-оболочках радиационных поясов магнитосферы Земли.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Проведено исследование динамики потоков релятивистских электронов внешнего радиационного пояса Земли и частиц кольцевого тока, основных токовых систем магнитосферы (кольцевого тока, токов хвоста магнитосферы и токов на магнитопузе) и вариаций геомагнитного поля 15‒22.02.2014 г. Использованы экспериментальные данные по потокам частиц, полученные в сердцевине радиационных поясов на ИСЗ Van Allen Probes и на геостационарной орбите на ИСЗ GOES-15. По параболоидной модели магнитосферы А2000 [Alexeev et al., 1996, 2001] выполнены расчеты вкладов основных токовых систем в Dst-вариацию. В качестве внешних факторов, воздействующих на магнитосферу Земли, рассматривались скорость и давление солнечного ветра и B_z-компонента межпланетного магнитного поля.

Результаты сравнительного анализа динамики исследуемых параметров свидетельствуют о возможности объяснения эволюции потоков релятивистских электронов внешнего радиационного пояса перемещением “старых” частиц наружу и внутрь радиационного пояса под действием механизмов, связанных с вариациями магнитных и электрических полей в магнитосфере Земли. Основными механизмами являются: Dst-эффект – движение электронов из области слабого в область сильного магнитного поля; изменение структуры силовых линий геомагнитного поля – вытягивание силовых линий в хвост магнитосферы и дрейф в скрещенных геомагнитном и электрическом полях. При этом ключевым внешним фактором является функция связи (–B_zV_sw) между параметрами межпланетной среды и геомагнитной активностью, которая влияет на величину электрического поля в хвосте магнитосферы. Необходимое условие для роста интенсивности потоков внешнего электронного радиационного пояса Земли – достаточно длительная южная ориентация межпланетного магнитного поля, при которой (–B_zV_sw) имеет положительную величину, а дрейф частиц на ночной стороне направлен внутрь магнитосферы.

Вследствие того, что механизмы, вызывающие движение электронов, действуют одновременно и на главной фазе геомагнитной бури, и на фазе восстановления, и их суммарный вклад в динамику потоков электронов зависит и от энергии электронов, результат трудно предсказуем, но предполагается, что это – основные механизмы. Процессы потерь (уход через магнитопаузу; высыпания вследствие питч-угловой диффузии на волнах) и ускорения “новых” частиц (менее энергичных электронов из seed-популяции), несомненно, делают свой вклад в поток “старых” электронов, но они менее значимы. Важным фактором, влияющим на динамику потоков внешнего электронного пояса, является сильный импульс давления солнечного ветра, в результате воздействия которого происходит смещение внутренней границы и максимума потоков электронов внешнего электронного пояса вглубь магнитосферы Земли, как это наблюдалось 15‒ 16.02.2014 г.