Солнечно-земная
Физика

проект "СиЗиФ"

Е.E. Антонова

Конвекция и структура токов
в магнитосфере Земли

Обзорная статья в сборнике НИИЯФ МГУ, посвященном памяти Б.А. Тверского

ч.2


Квазивязкие взаимодействия, магнитное пересоединение и градиенты давления плазмы как источники крупномасштабных электрических полей


Возможность измерения давления плазмы в магнитосфере Земли появилась только с проведением измерений полных спектров электронов и ионов, включая как частицы больших, так и малых энергий. До настоящего момента опубликовано сравнительно мало работ (см. препринт Rizantseva et al. [1998] и ссылки в нем), содержащих данные о плазменном давлении в магнитосфере. Еще большие сложности возникают с измерениями градиентов давления, так как требуются одновременные измерения на нескольких космических аппаратах. Поэтому классическая схема анализа плазменных конфигураций применяемая в термоядерных исследованиях, в соответствии с которой первоначально рассматривается магнитостатически равновесная конфигурация, а затем решается вопрос об ее устойчивости и генерируемых при этом полях и токах (см. Арцимович и Сагдеев [1989], Кадомцев [1986]), не могла быть использована в магнитосферных исследованиях на первых этапах их развития.

Наблюдения крупномасштабной магнитосферной конвекции, при которой плазма в полярной шапке течет в антисолнечном направлении, а плазма на низких широтах по направлению к Солнцу, привели к попыткам связать такое движение непосредственно с движением частиц солнечного ветра. Наблюдаемая картина конвекции напоминала образование вихрей в вязкой жидкости, что привело к созданию теории квазивязкого взаимодействия на границе магнитосферы Аксфордом и Хайнсом (см. Axford and Hines [1961]). Теоретически постулировалось существование достаточно большой вязкости, которая не могла быть измерена экспериментально. В настоящее время данная точка зрения продолжает развиваться в связи с исследованиями возможности развития неустойчивости Кельвина-Гельмгольца на границе магнитосферы. Теория квазивязкого взаимодействия не объясняла наблюдаемую зависимость магнитосферной конвекции от параметров межпланетного магнитного поля (ММП). Поэтому преимущественно развивался подход, основанной на идее Данжи (Dungey [1961]), о пересоединении магнитных силовых линий как источнике движения магнитосферной плазмы. Развитие данной идеи - представление о действии МГД генератора в магнитосферных погранслоях и частичном проникновении [VB] поля солнечного ветра внутрь магнитосферы остается популярным до настоящего времени, так как позволяет объяснить зависимость магнитосферной конвекции от величины и ориентации межпланетного магнитного поля. Данный подход требует постулирования существования конечной проводимости в бесстолкновительной магнитосферной плазме и выделяет границу между замкнутыми и разомкнутыми магнитными силовыми линиями как границу обращения конвекции. Полученная в 1976 г. Ииджимой и Потемрой на базе данных спутника Триад (Iijima and Potemra [1976]) картина распределения продольных токов рассматривалась как подтверждение данной точки зрения. Считалось, что ближняя к полюсу токовая система - токи зоны I непосредственно проецируются на магнитопаузу, а основная часть этих токов локализована в дневные часы с максимумами на 8 и 15 часах. Наибольшие сложности у концепции действия МГД генератора возникли, когда был проведен подробный анализ проецирования магнитосферных доменов на ионосферные высоты (см. Feldstein and Galperin [1986], Galperin and Feldstein [1991, 1996], Newell et al.[1996]). Было доказано, что авроральный овал проецируется не на границу между замкнутыми и разомкнутыми магнитными силовыми линиями, а на внутренние области магнитосферы. Так как обращение направления крупномасштабной конвекции имеет место внутри аврорального овала, максимальная разность потенциалов поля утро-вечер имеет место глубоко внутри магнитосферы, а не в области проекции магнитосферных погранслоев. Радарные измерения интегральных (по толщине слоя) продольных токов показали (см. Foster et al. [1989]), что максимумы продольных токов зоны I локализованы вблизи меридиана утро-вечер. Данный результат не противоречит результатам Iijima and Potemra [1976], так как только плотности продольных токов максимальны в 8 и 15 часов. Умножение плотности тока на толщину полосы приводит к распределению продольных токов, имеющему максимумы вблизи 6 и 18 часов магнитного локального времени (MLT).

Трудности механизмов пересоединения и квазивязкого взаимодействия, основные особенности которых суммированы на рис. 3 а,б, потребовали рассмотрения механизма поддержания магнитосферной конвекции внутримагнитосферными источниками. В работах Тверского [1969,1972] было показано, что нестационарная крупномасштабная магнитосферная конвекция, т.е. поле утро-вечер, может генерироваться за счет неустойчивости распределения плазмы в магнитосфере. Была решена задача об устойчивости радиального распределения плазмы малого давления в дипольной магнитной конфигурации при учете замыкания продольных токов в ионосфере. Полученное решение в виде разложения в ряд по функциям Бесселя демонстрировало генерацию наряду с (нулевой) двухвихревой крупномасштабной гармоникой четырехвихревихревой (первой) гармоники и гармоник меньших масштабов. Структура продольных токов нулевой гармоники отвечала опубликованной в 1976 г. структуре продольных токов Ииджимы и Потемры, а структура первой гармоники воспроизводила токи зоны II. Теория также описывала распределение авроральных электроструй во время подготовительной фазы суббури. В качестве исходного распределения плазмы в дипольной ловушке предполагалось, что при плазма находится в безразличном конвективном равновесии ,а при давление убывает по степенному закону , т.е. имеется направленный от Земли градиент давления плазмы на геомагнитных широтах, соответствующих авроральному овалу и проекциям авроральных электроструй на экваториальную плоскость.
Полученное решение могло быть применено и для описания экранирования внешнего поля во внутренней магнитосфере. При этом, чем меньше частота приложенного внешнего поля, тем эффективнее оно экранируется во внутренней магнитосфере. Разработанный подход несмотря на большое число подтвердившихся предсказаний столкнулся с некоторыми трудностями, которые пока не удается преодолеть. Полученный на спутнике AMPTE/CCE в магнитоспокойный период радиальный профиль давления (см. Lui and Hamilton [1992]) не содержит высокоширотной области, в которой давление нарастало бы с удалением от Земли. Не удалось пока получить подтверждение существования такой области и в магнитовозмущенные периоды. Давление, полученное на AMPTE/CCE на L>3,5, спадало по закону , где s=-3,24± 0,22. Данная зависимость близка к диффузионно формируемому распределению при сохранении магнитного момента


Рис. 3. Схемы, иллюстрирующие действие механизмов формирования магнитосферной конвекции:
а- механизм квазивязкого взаимодействия Axford and Hines [1961]),
б -механизм пересоединения Dungey, [1961]),
в –механизм магнитосферной топологии (Антонова и Ганюшкина [1995])

и не отвечает конвективному равновесию в предположении действия адиабатического закона при смещении магнитной силовой трубки. Фиксированное распределение модельного магнитного поля (поле диполя) не позволяет получить объяснения связи крупномасштабной конвекции с величиной и ориентацией ММП. Не вызывает сомнения, однако, что работы Тверского [1969, 1970] имели большое значение для развития последующих исследований, так как они показали, что поле крупномасштабной конвекции может не проникать из межпланетной среды, а генерироваться во внутренних областях магнитосферы за счет неустойчивости магнитосферной плазмы.

Так как поле утро-вечер постоянно регистрировалось в полярной шапке и по данным экспериментальных наблюдений сильно экранировалось во внутренней магнитосфере, наибольший интерес в связи с эффектами, даваемыми градиентами давления, привлекла стационарная задача обсуждавшаяся Василюнасом (Vasyliunas [1972]). При решении стационарной задачи было сформировано представление о существовании эффективного холловского "магнитосферного сопротивления", в результате введения которого задачу об экранировке внутренней магнитосферы удается свести к электротехнической задаче с заданными распределениями потенциала на границе полярной шапки и проводимостей в магнитосфере и ионосфере. Полученное решение также предполагало наличие внутренней границе плазменного слоя, на которой происходило резкое падение концентрации горячих частиц. Данный подход был крайне популярен, так как давал простой способ решения задачи конвекции во внутренней магнитосфере. В работе Pellat and Laval [1972] было отмечено, что решение нестационарной задачи конвекции, полученное Тверским [1972], дает распределение экранирующей системы продольных токов (токов зоны II по более поздней классификации) с максимумами на меридиане утро-вечер, а решение стационарной задачи конвекции, полученное Василюносом [1972], с максимумами вблизи полудня и полуночи. Экспериментально измеренная картина продольных токов Ииджимы и Потемры [1976] не давала распределения продольных токов, предсказанного решением задачи стационарной экранировки. Предпринятые усилия по коррекции задачи стационарной экранировки (см. Blanc and Caudal [1985], del Pozo and Blanc [1994]) не привели к прояснению ситуации. Было отмечено, что экспериментально измеренное распределение давления с максимумом на L~3-4 должно соответствовать локализации токов зоны II на малых L, что находится в явном противоречии с результатами экспериментальных наблюдений. Таким образом, вопрос о природе токов зоны II, который считался долгое время решенным, также требует дополнительного анализа.

В соответствии с соотношением (14) магнитостатически равновесные продольные токи создаются азимутальными градиентами давления (вдоль изолиний равного объема магнитной силовой трубки). Если невозмущенное распределение плазмы азимутально симметрично (как это предполагалось в работах по анализу устойчивости типа желобковой в магнитосферной ловушке и при анализе экранировки поля утро-вечер во внутренней магнитосфере), азимутальные градиенты давления создаются либо за счет неустойчивости радиального градиента (случай рассмотренный в работах Тверского [1969,1972]) либо за счет вводимого извне распределения потенциала на границе полярной шапки. При этом, генерации продольных токов зоны I должен отвечать минимум давления вблизи полуночи, а генерации продольных токов зоны II максимум давления вблизи полуночи. За счет сжатия магнитосферы солнечным ветром в ее дневной части и вытягивания в ночной - внешние части магнитосферы азимутально несимметричны. Поэтому не исключена возможность возникновения квазиравновесных азимутальных градиентов давления за счет азимутальной асимметрии магнитосферы (см. Антонова и Ганюшкина [1975 a-c], Antonova and Ganushkina [1996 a,b, 1997 a,b]). Из соотношений (11) и (14) следует, что продольный ток обращается в нуль только если линии тока лежат на поверхностях W=const. В области дипольных силовых линий невозмущенные дрейфовые траектории частиц азимутально симметричны и, если концентрация частиц постоянна вдоль дрейфовой траектории, токовые линии представляют собой концентрические окружности (симметричный кольцевой ток). Изолинии равного объема дипольных магнитных силовых трубок в проекции на плоскость экватора и на ионосферные высоты также представляют собой концентрические окружности. Таким образом, в дипольной части ловушки невозмущенное распределение плазмы не генерирует продольных токов. В далеких областях хвоста, где хвост приобретает цилиндрическую форму, давление на оси плазменного слоя должно быть равно статическому давлению солнечного ветра и не зависеть от Y в GSM системе координат. В соответствии с соотношением (11) , поэтому линии тока являются прямыми. Изолинии W=const также близки к прямым. Поэтому в дальних областях хвоста магнитостатически равновесные продольные токи также не могут генерироваться. В области перехода от дипольных к вытянутым в хвост магнитным силовым линиям возникает пересечение изолиний W=const и линий тока, поэтому данная область может служить генератором продольных токов. Генерация продольных токов соответствующих по знаку токам зоны I, будет иметь место (см. рис. 3 с), если кривизна изолиний W=const в экваториальной плоскости будет больше кривизны линий тока. В данном случае должны существовать градиенты давления вдоль W=const с минимальным значением давления вблизи полуночи. Такие градиенты давления вызывают генерацию продольных токов, втекающих в ионосферу в дневные часы и вытекающих в вечерние. Замыкание продольных токов создаст в полярной шапке поле, направленное с утра на вечер, т.е. поле, соответствующее крупномасштабной магнитосферной конвекции. При близком к синусоидальному распределению продольных токов зоны I с максимумами на 6 и 18 h MLT, поле в полярной шапке будет близко к однородному. Экранировка внутренних областей магнитосферы осуществляется токами зоны II с продольными токами, втекающими в ионосферу в вечерние часы и вытекающие в утренние при максимуме давления вблизи полуночи. Такое распределение давления может формироваться как за счет дрейфа в поле утро-вечер (классический механиизм альвеновской экранировки), так и за счет инжекций на квазидипольные магнитные силовые линии горячей плазмы, ускоренной во время авроральных взрывов (суббурь и микросуббурь). Заметим, что часто наблюдаемая на эксперименте хорошая корреляция величины текущего в плазме тока и регистрируемого крупномаштабного поля рассматривается как доказательство выполнения соотношения (13). В рамках подхода, развитого Антоновой и Ганюшкиной [1995], может быть получено простое объяснение данного эффекта. Нарастание поперечного тока в плазме приводит к нарастанию продольных токов. Последние, замыкаясь в ионосфере, вызывают нарастание поля утро-вечер. В результате на линейной стадии роста будет наблюдаться линейная зависимость между полем утро-вечер и величинами токов в магнитосфере.

Механизм генерации продольных токов зоны I и поля утро-вечер за счет асимметрии магнитосферной ловушки позволяет объяснить и зависимость магнитосферной конвекции от межпланетного магнитного поля. Включение внешнего крупномасштабного источника поля должно приводить к перестройке магнитной конфигурации. Если характерное время изменения магнитного поля (~альвеновского времени) много меньше характерного времени изменения давления (~ характерного времени конвекции), то в соответствии с соотношением (11) в случае выполнения магнитостатического равновесия изменение магнитного поля должно сопровождаться изменением тока. Так например, если то . Если и , то ток возрастает на порядок величины. Если и , то ток уменьшается в 1,9 раза Таким образом, модуляция геомагнитного поля полем южной ориентации в области малых исходных значений поля может приводить к значительному росту магнитосферных токов, а модуляция полем северной ориентации к значительно меньшему при тех же абсолютных значениях ММП уменьшению тока. Заметим, что установившееся новое магнитостатически равновесное распределения не может быть получено с помощью рассмотренной простой модуляции, так как изменение тока в одной части магнитосферы должно приводить к его изменению во всей магнитосфере. Однако, в целом, данное простое рассмотрение позволяет продемонстрировать зависимость магнитостатически равновесных токов от внешнего источника магнитного поля. Рассмотренный механизм поддержания продольных токов и поля утро-вечер допускает прямую проверку, так как не содержит параметров, которые не мог ли бы быть экспериментально измерены. В качестве косвенного подтверждения действия данного механизма может быть рассмотрено распределение магнитного поля, описываемое современными моделями, полученными при фитировании данных многочисленных магнитных измерений. Анализ моделей Цыганенко -87, 87W, проведенный Антоновой и Ганюшкиной [1995 б,в] показал, что, геометрия реального магнитного поля соответствует показанному на рис. 3 с. При южной ориентации ММП возрастает угол между изолиниями W=const и токовыми линиями в экваториальной плоскости, что соответствует росту токов зоны I. При северной ориентации ММП этот угол уменьшается, что должно соответствовать уменьшению токов зоны I.

Механизм модуляции внутримагнитосферных токов крупномасштабным магнитосферным магнитным полей позволяет пересмотреть установившиеся точки зрения на роль пересоединения на границе магнитосферы. В данном подходе приближение дневной магнитопаузы к Земле, движение каспов к экватору, изменение топологии магнитных силовых линий рассматриваются как следствие модуляции внутримагнитосферных токов. Изменение внутримагнитосферных токов влечет изменение магнитного поля в магнитосфере и условий обтекания магнитосферной ловушки. Соответственно изменяются токи Чепмена-Ферраро и форма магнитопаузы. Если изменение внутримагнитосферных токов приводит к уменьшению поля в подсолнечной точке и нарастанию поля в ближней области хвоста, то имеет место движение дневной магнитопаузы к Земле и увеличение диаметра хвоста. Соответственно происходит движение каспа к экватору. Импульсное протекание данного процесса с характерным временем, соответствующим перестройке внутримагнитосферных токовых систем (~времени пробега МГД волны), приведет к импульсному изменению топологии магнитных силовых линий вблизи магнитопаузы (явлениям переноса потока - FTE -flux transfer events) . Tsyganenko and Sibeck [1994], критикуя модель пересоединения ("луковичную модель") как причину движения магнитопаузы, показали, что смещение магнитопаузы к экватору может происходить за счет изменения токовых систем магнитосферы. Данный результат хорошо согласуется с внутримагнитосферным механизмом генерации крупномасштабной конвекции, который не требует генерации крупномасштабного поля утро-вечер в магнитосферных погранслоях.

Данные наблюдений флуктуирующих магнитных полей в переходном слое также трудно согласовать с моделями пересоединения на магнитопаузе. Амплитуды флуктуирующих магнитных полей в переходном слое значительно превышают межпланетное магнитное поле. Russell et al. [1980], Crooker et al. [1982], Zastenker et al. [1999] показали, что во многих случаях магнитное поле в переходном слое плохо коррелирует с ММП. Таким образом, если локальные токовые образования в переходном слое влияют на распределение токов Чепмена-Ферраро, этот эффект также будет носить локальный характер. При этом, так как давление магнитного поля в переходном слое много меньше динамического давления солнечного ветра, такое влияние следует ожидать только на флангах магнитосферы, где велик угол между направлением солнечного ветра и нормалью к магнитопаузе, и условия формирования магнитопаузы сильно отличаются от условий формирования классических токов Чепмена-Ферраро. Топология соединения высокоширотных магнитных силовых линий с силовыми линиями ММП (см. рис. 4) определяет возможность проникновениясолнечных космических лучей




Рис. 4. Схема иллюстрирующая топологию соединения магнитосферных магнитных силовых линий с силовыми линиями солнечного ветра

в полярную шапку, структуру погранслоев под магнитопаузой (низкоширотного погранслоя и мантии) и, возможно, может влиять на электрические поля на ионосферных высотах в областях проекций погранслоев. Однако доминирующее влияние на положение магнитопаузы и ее форму оказывает магнитостатически равновесное распределение магнитосферных токов. Отметим, что изменение положения магнитопаузы после начала взрывной фазы суббури за счет формирования токовой петли Биркелэнда при фиксированных параметрах ММП также хорошо соответствует рассмотренной картине.

дальше:  Турбулентность высокоширотной магнитосферы

начальная страница сайта авторский указатель сайта
Для связи:
lll@srd.sinp.msu.ru (lll=LLL)