WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 9 |

Построена новая модель P 6 пульсаций, учитывающая DPY волновой перенос возмущений из приэкваториальной магнитосферы в ионосферу. Связь между вариациями ММП и полярными геомагнитными вариациями поддерживается, по-видимому, продольными токами, текущими вдоль пересоединившихся силовых линий межпланетного и геомагнитного полей в открытой магнитосфере. Качественно искажение фронта нестационарного возмущения продольного тока по мере распространения от вершины силовой линии до ионосферы показано на рис.10. Сопоставление с данными межпланетного спутника Wind показало, что P DPY пульсации представляют собой наземный отклик в области ионосферной проекции дневных пограничных слоев на крупномасштабные альвеновские волны в солнечном ветре. При благоприятной ориентации ММП, когда происходит частичное пересоединение геомагнитного и межпланетного полей, малые квази-периодические вариации ММП (By~10 нТ) стимулируют наземные возмущения на полтора порядка большей амплитуды (H~400 нТ).

Пространственно-временная структура наземного возмущения рассчитана с помощью численной модели "волны включения" ионосферных токов (рис.11). В основе модели лежит предположение, что наблюдаемые временные задержки связаны не с фактическим движением тока вдоль ионосферы, а с пространственной зависимостью альвеновского пролетного времени от экваториальной плоскости до ионосферы. Расчеты показали хорошее согласие модельных сигналов с наблюдаемыми P DPY пульсациями, в частности хорошо видны: отличие кажущейся фазовой скорости вдоль земной поверхности от скорости распространения возмущения вдоль ионосферы, различные положение максимумов, темпы спадания амплитуды и фазовые задержки для H и Z компонент.

В космической плазме повсеместно встречаются МГД волноводы, образуемые областями с повышенной плотностью плазмы, способные накапливать и удерживать гидромагнитные возмущения. Одним из таких образований является плазменный слой хвоста магнитосферы Земли, который служит волноводом для магнитозвуковых мод, обеспечивая их распространение к Земле с незначительным затуханием вдоль слоя. Наличие резкой неоднородности V (x) вдоль оси волновода на A внутренней границе плазменного слоя может привести к излучению локализованных альвеновских волн вдоль магнитных силовых линий (рис.12). Для оценки эффективности конверсионного механизма уже нельзя воспользоваться одномерной моделью (типа [Southwood]), значительно упрощающей теоретическое рассмотрение. В 3.3 в двумерно-неоднородной модели рассмотрена трансформация волноводных БМЗ мод в альвеновские волны поверхностного типа при резком изменении параметров волновода в направлении его оси. Эффективность трансформации растает с увеличением параметра k L (L – толщина слоя, k – волновое число в направлении утроy y вечер) и достигает максимума при значениях, соответствующих приближению к частоте отсечки волноводной моды. Коэффициент трансформации имеет резкую частотную зависимость (рис.13), что обеспечивает фильтрацию вытекающих альвеновских возмущений по частоте. Величина коэффициента трансформации для слабого скачка достигает ~5%, и должна быть значительно выше для реального сильного скачка V (x).

A Исходя из рассмотренной модели предложен сценарий, по которому возмущения из дальнего хвоста сначала распространяются к Земле в плазменном слое, а затем частично трансформируются на внутренней кромке плазменного слоя в альвеновские волны, уносящие энергию возмущений к ионосфере. Сигналы этого типа должны наблюдаться преимущественно на экваториальной границе аврорального овала.

Проведенное рассмотрение позволило построить исчерпывающую картину возможных волновых связей между импульсными и волновыми процессами в хвосте магнитосферы и откликом высокоширотной ионосферы.

Глава 4. ВОЛНОВЫЕ РЕЗОНАНСНЫЕ СТРУКТУРЫ В ОБЛАСТИ АВРОРАЛЬНОГО УСКОРЕНИЯ ЧАСТИЦ Cуббуря представляет собой глобальную неустойчивость магнитосферы, приводящую к замыканию части магнитосферных продольных токов j через ионосферу. Непременной частью взрывной фазы суббури является всплеск широкополосных Pi1B пульсаций. С другой стороны, в дневной высокоширотной магнитосфере интенсивные j характерны для локализованных возмущений - конвективных холловских вихрей (Travelling Convection Vortices), проявляющихся на магнитных записях как импульсные магнитные события (Magnetic Impulsive Events). MIE/TCV являются реакцией магнитосферы на резкие неоднородности и скачки давления в солнечном ветре или импульсное пересоединение на магнитопаузе. В большинстве случаев TCV/MIE сопровождаются высокочастотными всплесками в диапазоне периодов 3-20 сек, которые были идентифицированы как Pc1-2 или Pi1. Несмотря на внешнее различие наблюдавшихся пульсаций в дневном каспе и в ночной авроральной области, наблюдения показывают наличие общего физического эффекта:

локализованные магнитные возмущения обладают тонкой волновой структурой - всплеском высокочастотных колебаний. В 4.1 предложен возможный сценарий формирования магнитных флуктуаций в частотной полосе Pi1 в период усиления продольных токов в магнитосфере.

Модельные оценки показывают, что j при этих явлениях достигают величин, достаточных для возбуждения высокочастотных плазменных неустойчивостей, что, в свою очередь, приводит к появлению аномальных проводимости и продольного электрического поля E. В 4.1 критически проанализированы существующие представления и предложен новый механизм, согласно которому флуктуации вызываются спонтанной генерацией квази-периодических вариаций ускоренных частиц в результате перехода режима с аномальным сопротивлением в осцилляторную фазу. Анализ систем уравнений слабой турбулентности показал, что эволюция ионно-звуковой неустойчивости приводит не к квазистационарному состоянию, а к периодическим осцилляциям вблизи уровня насыщения – росту и срыву неустойчивости из-за быстрого нагрева электронов. Соответствующие вариации и E создают пульсирующее высыпание электронов и приводят к генерации магнитных шумов в Piдиапазоне. Предложенный механизм дает естественное объяснение наблюдаемой взаимосвязи между локализованными магнитными возмущениями (например, при суббурях или TCV/MIE), электронными высыпаниями и всплесками высокочастотных УНЧ шумов.

Важной особенностью системы магнитосфера-ионосфера на авроральных широтах является наличие области ускорения авроральных частиц (Auroral Acceleration Region) – области со значительным падением электрического потенциала вдоль силовых линий. AAR ответственна за ускорение электронов, приводящее к возбуждению аврорального свечения. В тепловой плазме в магнитной ловушке широко распространенное представление об эквипотенциальности геомагнитных силовых линий может нарушаться. Значительное нерезистивное падение потециала вдоль силовых линий может создаваться пробочным (mirror) механизмом. В кинетической теории удается рассчитать самосогласованную стационарную функцию распределения частиц вдоль силовой трубки с распределением потенциала (s) и продольного тока j [Knight]. В общем случае, j является функционалом от (s), однако в широком диапазоне значений потенциала оказывается справедливым линейное нелокальное соотношение между вытекающим из ионосферы током и падением потенциала = Qj или j = K (6) где K = Q-1 - продольная “проводимость” силовой трубки ( K ~ Ne2 / mue ). Расчеты и спутниковые измерения показали, что AAR сконцентрировано в узком, по сравнению с длиной альвеновской волны, по высоте слое. Возникновение продольной разности потенциала является кинетическим эффектом и его корректное описание в рамках МГД приближения, строго говоря, невозможно. В 4.2-4.4 использован гибридный подход, при котором полагается, что в рамках МГД приближения внутри AAR на альвеновских временах существует нелокальная вольт-амперная характеристика (6) между j и, вытекающая из кинетического рассмотрения.

В 4.2 рассмотрены свойства альвеновских колебаний, возбуждаемых при постоянной внешней накачке в МАР со слоем с падением потенциала (AAR). Использована многослойная электродинамическая модель авроральной верхней ионосферы, включающая Е-слой ионосферы, AAR, полость между AAR и нижней ионосферой, и магнитосферу над AAR. Ключевым параметром, характеризующим взаимодействие магнитосферной альвеновской волны с областью с пробочным (mirror) сопротивлением, оказалась введенная нами альвеновская резистивная длина A = QA, определяемая величиной падения потенциала и альвеновской скоростью над слоем.

Накачка волновой энергии в МАР вызывает рост амплитуды альвеновских колебаний и уменьшение пространственной ширины резонансного пика. В стационарном состоянии этот рост ограничивается на некотором уровне, определяемом доминирующим механизмом диссипации. Если диссипативная 1/альвеновская длина A относительно мала, так что A lA (где масштаб lA = 2aA / n ), то () ширина n-ой гармоники резонанса n и ее добротность QAn определяются преимущественно ионосферной проводимостью и слабо зависят от величины пробочного сопротивления 2a A n P (0) n QAn = n P 4 A В обратном случае больших A, когда A lA, доминирующим механизмом диссипации являются потери в AAR, при этом 2/ n a n lA QAn 8 A Результаты численных расчетов добротности Q (рис.15) показывают, что эти приближенные A соотношения (пунктир) хорошо согласуются с точным решением (сплошная линия) исходных уравнений в рамках соответствующих аппроксимаций. Малые значения продольного сопротивления Q соответствуют преобладающей ионосферной диссипации, а большие Q - затуханию в AAR. Граница между этими двумя режимами (A / a)2 = 10-3 соответствует значениям Q~1.6.108Ом.м2.

Обычно в качестве доминирующего механизма диссипации, ограничивающего рост и сужение резонансного пика, рассматривают джоулеву диссипацию в ионосфере, дисперсионный вынос колебаний и нелинейные эффекты.

Оценки показывают, что при наличии AAR с продольным 15 сопротивлением уже сравнительно небольшой величины ~107Ом.м2, пробочное затухание может преобладать над остальными эффектами. Обнаружение декрементов затухания импульсных Pi2 пульсаций, превышающих значения, даваемые ионосферной диссипацией, свидетельствовало бы о наличии дополнительных источников диссипации в авроральной области, в частности - связанного с AAR. Ранние работы по изучению Pi2 пульсаций во время суббурь действительно выявили, что декремент их затухания увеличивается при амплитудах сопутствующей магнитной бухты более 100 нТ.

В 4.3 показано, что AAR может эффективно отражать и поглощать мелкомасштабные альвеновские волны. В результате, в полости между нижней кромкой AAR и Е-слоем ионосферы может образоваться резонатор для альвеновских волн. Этот резонатор может удерживать и накапливать мелкомасштабные альвеновские структуры в верхней ионосфере, и приводить к формированию тонкой структуры спектра УНЧ излучений в частотной области около 0.1 Гц. Спектральные свойства резонатора определяются отражением альвеновских волн от AAR и ионосферы. В случае «оптически тонкого» AAR входной импеданс системы AAR + магнитосфера ZRQ удается свести к простому виду ZRQ Q1 + ZM, где -Q = ZAM (kA)2 может быть названа интегральным сопротивлением тонкого AAR. В этом случае выражение для коэффициента отражения альвеновских волн от верхней кромки резонансной полости упрощается, что позволяет аналитически рассчитать собственные частоты n, декремент затухания и добротность n-ой гармоники резонатора n nn n - / = n - / 2 ; = ln RI RRQ ; Qn = A A ln RI RRQ Здесь A = VAR / dR - характерная частота резонатора, dR - расстояние между Е-слоем и нижней кромкой AAR, = arg (RI RRQ) - набег фазы при отражении.

Рассчитанные по соотношениям тонкого AAR значения параметров резонатора (рис.16) в зависимости от нормированного поперечного волнового числа k = kA для случаев низкой ( P / A =0.1, пунктир), высокой (10, штрих), и "бесконечной" (100, сплошная линия) проводимостей показывают, что собственная частота резонатора над авроральной ионосферой 1 A/2 на всех масштабах волны вплоть до kA ~10. Это значение соответствует четверть-волновой моде (n=1, =) с пучностью магнитного поля в E-слое и узлом на нижней границе AAR.

Добротность резонатора, определяемая в основном отражением от AAR, а не затуханием в ионосфере, монотонно растет с уменьшением поперечного масштаба волны, достигая при kA =10 значений ~для P / A =10. Для AAR конечной толщины спектральные свойства резонатора могут быть рассчитаны только численно из дисперсионного уравнения с точными соотношениями для коэффициентов отражения R и R. Для резонатора под AAR конечной толщины собственные частоты I RQ несколько изменяются по сравнению с тонким AAR, но для мелко-масштабных возмущений kA >ширина AAR не оказывает сильного влияния на спектральные характеристики резонатора. В реальной ионосфере размытость границ AAR приведет к некоторому уменьшению отражения альвеновских волн и ухудшению резонансных свойств. Тем не менее, теоретически оцененное значение добротности Q ~8-12 имеет достаточно большой запас, чтобы можно было ожидать проявления резонансных А свойств ионосферной полости под AAR.

Неотъемлемым элементом суббури и авроральной активности являются излучения типа Pi1.

Тесная связь между Pi1 пульсациями, уярчением полярных сияний, и усилением ионосферных токов указывает, что механизм генерации этих излучений должен быть связан с областью высыпания авроральных электронов. Pi1 излучения, хотя и иррегулярны, преимущественно имеют ограниченный по частоте спектр вблизи 0.1 Гц, что указывает на то, что эти излучения вызваны не просто стохастическими вариациями потоков высыпающихся электронов, а возникают в результате некого естественного процесса полосовой фильтрации. В этом частотном диапазоне процесс фильтрации не может быть вызван ни наличием МАР, характерные периоды которого на авроральных широтах порядка нескольких минут, ни ИАР, основная частота которого ~1 Гц, а естественно объясняется с помощью представлений об авроральном резонаторе. Динамический спектральный анализ данных наземных магнитометров выявил наличие тонкой спектральной структуры Pi1 излучений в предсказываемом частотном диапазоне. Модель AAR-резонатора позволяет также понять, почему наблюдаемые на спутниках мелкомасштабные альвеновские структуры в верхней ионосфере не убегают вдоль геомагнитных силовых линий в магнитосферу.

Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 9 |






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»