Известия РАН. Серия физическая, 2022, T. 86, № 3, стр. 355-359

ВВЕДЕНИЕ

Граница изотропизации (ГИ) определяет в экваториальной плоскости магнитосферы область, в которой при удалении от Земли гирорадиус захваченных энергичных частиц становится сопоставим с радиусом кривизны силовой линии. Из-за питч-углового рассеяния в токовом слое здесь и на больших расстояниях регистрируются изотропные потоки частиц. В области изотропной плазмы ее свойства остаются постоянными вдоль геомагнитной силовой линии, что и определяет возможность определения ГИ по наблюдениям потоков изотропных частиц на высотах ионосферы. В [1] предложена методика определения положения ГИ, именуемой в этой работе как граница b2i по наблюдениям высыпающихся авроральных частиц на низкоорбитальных спутниках серии DMSP. Тесная статистическая связь (r = 0.92) между ГИ для протонов с энергией 30 кэВ и границей b2i показана в работе [2].

Широта ГИ характеризует угол наклона или степень вытянутости силовых линий в хвосте магнитосферы, которые, в свою очередь, определяются величиной поперечного тока, текущего в экваториальной плоскости с утренней стороны на вечернюю [3]. К важным параметрам магнитосферы относится и давление плазмы, определяющее распределение продольных токов и устойчивость плазменной конфигурации. Усредненное распределение давления плазмы в окружающем Землю плазменном кольце на геоцентрических расстояниях от ~6 до ~10 Re получено в [4] по данным спутников проекта THEMIS. В [5] наблюдения спутника GEOTAIL на расстояниях от 10 до 50 Re в ночной магнитосфере использованы для создания 2D модели распределения давления плазмы. Результаты этого исследования указывают на значительный рост давления плазмы в экваториальной плоскости магнитосферы с увеличением динамического давления солнечного ветра (P_sw). По данным спутников DMSP при низком уровне магнитной активности давление ионов на изотропной границе b2i в зависимости от P_sw исследовалось в [6], где обнаружена фактически линейная связь этих параметров.

Цитируемые выше результаты были получены путем обработки больших массивов данных и указывают на среднюю, статистическую взаимосвязь между исследуемыми параметрами. Статистически значимые наборы данных в этих исследованиях представлены, главным образом, в интервале P_sw от 1.0 до 5.0 нПа.

Изучение временной динамики ГИ и определение ее характеристик (широта, давление ионов) при более значительных изменениях величины динамического давления солнечного ветра возможны только в результате анализа отдельных событий. Для этих целей в настоящей работе отобраны два интервала длительностью более 8 ч каждый со значительными, но разными по своему характеру изменениями P_sw. Оба интервала относятся к начальной фазе магнитных бурь, характеризуемой положительными значениями индекса SYM/H. Главная фаза магнитных бурь протекала вне рассматриваемых интервалов. Чтобы избежать значительного влияния суббуревых процессов на результаты исследования, важным критерием при отборе интервалов являлся низкий уровень магнитной активности в авроральной зоне, AL > –200 нТл.

Давление ионов на границе изотропизации (b2i) и ее широта определялись по данным спутников DMSP, регистрирующих характеристики высыпающихся частиц с временным разрешением в 1 с. Для каждого пролета спутников через зону авроральных высыпаний были получены широтные профили плотности потока энергии высыпающихся ионов (J_i) с энергиями от 3 до 30 кэВ и широтные профили ионного давления. Методика определения ионного давления по измерениям спутников DMSP опубликована в [7]. Давление ионов рассчитывается в предположении максвелловского распределения частиц по энергиям. В настоящей работе использован модифицированный вариант этой методики, предложенный в [8].

Потоки энергии ионов и их средние энергии постепенно увеличиваются с уменьшением широты, достигая максимума на экваториальном крае авроральных высыпаний. В соответствии с [1], положение максимума J_i определялось в качестве границы изотропизации. Экваториальнее ГИ поток энергии ионов быстро падает. Таким образом, ГИ может располагаться в области максимума ионного давления, а ее широта будет определять наиболее экваториальную область ионосферы, ионное давление в которой можно проецировать в экваториальную магнитосферу.

АНАЛИЗ СОБЫТИЙ

Исследуемые интервалы 31 мая 2013 г. и 18 марта 2002 г. представлены на рис. 1а и 1б соответственно. Сверху вниз на рисунках показано: динамическое давление солнечного ветра (P_sw) и AL индекс магнитной активности, взятые на портале OMNIWeb; ниже звездочками показано давление ионов на границе изотропизации (P_i), а на самой нижней панели рисунка ее исправленная геомагнитная широта (CGL). Моменты регистрации ГИ спутниками DMSP обозначены точками на двух верхних панелях рисунка и отрезками вертикальных линий на двух нижних панелях. В работе использованы данные в секторе 18:30–21:30 MLT, в котором находилось максимальное число спутниковых пересечений. Среднее местное магнитное время регистрации ГИ составило 〈MLT〉 = = 20.0 ± 0.7.

Рис. 1.

Наблюдения границы изотропизации (ГИ) низкоорбитальными спутниками серии DMSP: 31 мая 2013 г. (а) и 18 марта 2002 г. (б). Сверху вниз показано: динамическое давление солнечного ветра (P_sw), AL индекс магнитной активности, давление ионов на ГИ (P_i) и ее широта (CGL). Вертикальной штриховой линией отмечено начало роста P_sw.

Увеличению P_sw и в том, и в другом событиях предшествовали магнитоспокойные периоды длительностью более 24 ч при низком уровне P_sw. В событии 31 мая 2013 г. (рис. 1а) после небольшого скачка динамического давления солнечного ветра, зарегистрированного в 16:18 UT, следовал интервал относительно плавного, постепенного роста P_sw от ~2.5 нПа до ~8.5 нПа к 24:00 UT. Как видно на рис. 1а, рост динамического давления солнечного ветра сопровождался примерно пропорциональным увеличением ионного давления на ГИ и ее смещением в более низкие широты.

Связь между ионным давлением на границе изотропизации (P_i) и динамическим давлением солнечного ветра (P_sw) иллюстрирует рис. 2а. Распределение экспериментальных точек на графике наилучшим образом описывается уравнением регрессии 2-ой степени с коэффициентом корреляции r = 0.86. Взаимосвязь вежду давлением ионов на границе изотропизации и ее широтой показана на рис. 2б. Сплошная линия соответствует уравнению линейной регрессии с r = 0.82. Высокий коэффициент корреляции указывает на тесную связь между давлением ионов на ГИ и ее широтой. Разброс данных на рис. 2а и 2б может быть обусловлен как некоторым различием по MLT спутниковых траекторий, так и незначительной, но существующей в рассматриваемый период времени магнитной активностью в авроральной зоне.

Рис. 2.

Зависимость ионного давления на ГИ от динамического давления солнечного ветра (а) и взаимосвязь ионного давления на ГИ с ее широтой (б) для события 31 мая 2013 г.; то же для события 18 марта 2002 г. (в) и (г) соответственно.

В событии 18 марта 2002 г. (рис. 1б) наблюдался резкий скачок динамического давления солнечного ветра, зарегистрированный как SSC в 13:22 UT, после которого P_sw изменялось незначительно в течение ~10 ч, варьируясь около ~16 нПа. Ближайшая после SSC регистрация ГИ была произведена спутником F18 в 13:39 UT через ~17 мин после SSC. При скорости солнечного ветра ~470 км/с ударная волна за это время должна была переместиться на расстоянии ~75 Re от подсолнечной точки в антисолнечном направлении, указывая на то, что к моменту пролета F18 возмущение в солнечном ветре охватывало уже значительную часть хвоста магнитосферы.

По наблюдениям на спутнике Wind, данные которого регистрировались непрерывно, средние 5 мин значения P_sw выросли в ~7 раз от 2.4 нПа непосредственно перед SSC до 17.5 нПа после скачка давления. В ионосфере спутник F18 показывает трехкратное увеличение давления ионов от 0.8 нПа в спокойный период по наблюдениям в ~11:55 UT до 2.5 нПа в 13:39 UT. При этом широтное положение ГИ в этих пролетах изменилось менее чем на 0.3°, а широтное положение экваториальной и приполюсной границ ионных высыпаний осталось неизменным.

Последующие наблюдения указывают на постепенный рост величины ионного давления до максимума в ~10 нПа около 18:52 UT. Рост ионного давления на ГИ продолжался ~5.5 ч, после чего наблюдалось уменьшение давления до ~4 нПа к ~24 UT. Все эти изменения были зарегистрированы при слабо меняющемся динамическом давлении солнечного ветра, что указывает на отсутствие в этом событии корреляционной взаимосвязи между давлением ионов на границе изтропизации (P_i) и динамическим давлением солнечного ветра. Давление на ГИ относительно P_sw иллюстрирует рис. 2в: коэффициент линейной корреляции между исследуемыми параметрами r = 0.13. В то же время даже визуально на рис. 1б можно обнаружить тесную связь между давлением ионов на ГИ и положением этой границы по широте: увеличение P_i сопровождается уменьшением широты границы и наоборот. Взаимосвязь между двумя этими характеристиками ГИ иллюстрирует рис. 2г. Сплошная линия на рисунке соответствует уравнению линейной регрессии с коэффициентом корреляции r = 0.68. Данные по пролету спутника F13 в 00:28 UT 19 марта 2002 г. показаны на рис. 1б, но в работе не рассматривались, так как в этот период началось значительное магнитосферное возмущение.

РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ

По данным спутников серии DMSP исследованы динамика и параметры (давление ионов и широта) границы изотропизации при значительных, но разных по своему характеру изменениях динамического давления солнечного ветра 31 мая 2013 г. (событие 1) и 18 марта 2002 г. (событие 2). В событии 1 в течение длительного интервала относительно плавного, постепенного роста P_sw зарегистрирован примерно пропорциональный рост ионного давления на ГИ и смещение границы в более низкие широты. В событии 2 при высоком, но слабо изменяющемся уровне P_sw обнаружен постепенный рост величины ионного давления на ГИ с максимумом через ~5.5 ч после скачка P_sw. Показан высокий уровень корреляции между давлением ионов на ГИ и ее широтой. При уровнях динамического давления солнечного ветра P_sw ~16–20 нПа давление ионов на ГИ может достигать 6–8 нПа и даже ~10 нПа.

В событии 1 рост ионного давления, очевидно, связан с ростом P_sw. Как и в работе [5], мы полагаем, что уровень ионного давления, по-видимому, контролируется и поддерживается быстрыми магнитозвуковыми волнами, которые быстро распространяют информацию об изменении состояния солнечного ветра внутрь магнитосферы и создают ее сбалансированную конфигурацию.

Более детально обсудим событие 2. В этом событии после длительного магнитоспокойного периода наблюдался значительный, резкий скачок P_sw, за которым следовал интервал ~10 ч, в течение которого динамическое давление солнечного ветра изменялось незначительно. Скачок P_sw, зарегистрированный как SSC, приводит к сжатию магнитосферы, которая при этом сохраняет свою топологию. На это указывает рост ионного давления на границе изотропизации, широтное положение которой при этом не меняется.

Рост динамического давления обычно происходит в течение 3–5 мин, поэтому для большинства захваченных магнитосферных частиц первый адиабатический инвариант будет сохраняться. Увеличение величины магнитного поля в экваториальной области магнитосферы в результате скачка динамического давления солнечного ветра приведет к уменьшению ларморовских радиусов частиц, но одновременно и к уменьшению масштаба неоднородности магнитного поля. В результате не изменится или почти не изменится положение в пространстве границы изотропизации и проекция этой границы на ионосферу, но происходит рост давления на ГИ, как это и показано на рис. 1б.

В дальнейшем, при достаточно стабильном и высоком уровне P_sw в событии 2 наблюдался постепенный рост ионного давления на ГИ и уменьшение ее широты. Этот процесс продолжался в течение ~5.5 ч. По временной шкале динамика параметров ГИ хорошо согласуется с результатами работы [9]. По наблюдениям спутника GEOTAIL в этой работе было показано, что при северной ориентации ММП плотность и давление ионов в плазменном слое увеличивается с ростом кинетической энергии и плотности плазмы солнечного ветра. При этом наибольший коэффициент корреляции этих параметров достигается, если рассматривать параметры солнечного ветра, усредненные за ~6 ч до регистрации характеристик плазменного слоя. Предполагается, что в спокойные периоды при отсутствии значительной суббуревой активности удается зарегистрировать медленный диффузионный переход плазмы из солнечного ветра в плазменный слой через фланги магнитосферы. При квазистационарных условиях в плазме солнечного ветра, наблюдаемых в событии 2, это может означать постепенный рост давления в плазменном слое. В условиях магнитостатического равновесия наличие градиента давления приведет к росту поперечного тока в магнитосфере, уменьшению угла наклона силовых линий к экваториальной плоскости и, как следствие, приближению к Земле, как границы изотропизации, так и границы стабильного захвата.

Можно предположить, что по мере такого движения происходит постепенное увеличение интенсивности кольцевого тока и рост напряженности магнитного поля и его вертикальной компоненты на внешней стороне относительно центра DR тока. Таким образом, эффект кольцевого тока работает в обратном направлении относительно описанного выше сценария. В начальный период это противодействие не существенно, но становится все более значительным по мере движения ГИ к Земле и приближения плотности плазмы в плазменном слое магнитосферы к насыщению, характерному для данного уровня плотности солнечного ветра. В пользу такого предположения свидетельствует начало уменьшения положительных значений индекса SYM/H после ~17 UT (рисунок не приводится).

Когда эффект кольцевого тока начинает доминировать, появляются экстремумы в характеристиках ГИ: уменьшается ионное давление и несколько увеличивается ее широта. Такие же экстремумы, но менее четко выраженные из-за маскирующего влияния непрерывно увеличивающегося динамического давления солнечного ветра, отмечены и в событии 1 около 22 UT.

Рост P_sw осуществляется, главным образом, за счет увеличения плотности плазмы солнечного ветра. При этом, как было показано в [10], во всех секторах ночного аврорального овала увеличиваются потоки высыпающихся частиц, как ионов, так и электронов, но, хотя и меньшей степени, уменьшается их средняя энергия. Это должно привести к уменьшению интенсивности аврорального свечения в ультрафиолетовой области спектра и в основных авроральных эмиссиях 391.4, 427.8 и 557.7 нм, но к увеличению интенсивности красного свечения в эмиссии 630.0 нм. Ранее в [11] было обнаружено, что большие интенсивности красного свечения (≥5 kR) наблюдаются в ночных сияниях при больших уровнях плотности солнечного ветра (N_sw > 10 см^–3), полученных усреднением за 3–9 ч до часа регистрации интенсивности сияний. Длительность интервалов усреднения определялась условиями стабильности знак Bz компоненты ММП. Рост интенсивности эмиссии 630.0 нм с увеличением N_sw был зарегистрирован как при положительной, так и при отрицательной полярности ММП.

Данные спутников DMSP взяты на страницах http://sd-www.jhuapl.edu; параметры ММП, плазмы солнечного ветра и индексы магнитной активности взяты на страницах http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/ и http://cdaweb.gsfc.nasa.gov/.