WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 || 3 |

Анизотропия для рассмотренного события составляла ~ (-0.2)- (-0.8). Проведенный анализ показал, что анизотропия давления является существенным фактором в низкоширотном погранслое, а, следовательно, ее необходимо учитывать при анализе баланса давлений на магнитопаузе со стороны магнитосфера. Давление вдоль поля может в несколько раз превышать давление поперек поля.

В разделе 2.3. анализируется баланс давлений на магнитопаузе вблизи подсолнечной точки по данным трех спутников проекта THEMIS для события 18 июля 2007 года от 02:30 до 03:50 UT при очень спокойных геомагнитных (амплитуды авроральных индексов в течении суток не превышали 80 нТл, Dst=-7 нТл) и межпланетных условиях. Корреляция между движением магнитопаузы и изменением давления солнечного ветра и компонент ММП обнаружена не была. Рассматриваются компоненты полного давления, давления ионов и электронов. Условие баланса давлений при пересечении МГД разрыва с учетом анизотропии давлений плазмы имеет вид (см.[Lynn,1967]) BtpII - p 2 {npmpv2 + nemeve }+ p + + Bn = 0, (1) p 2µ0 B где фигурные скобки означают разность величин до и после разрыва, индекс p означает протоны (ионы), e - электроны; n - концентрация, v - гидродинамическая скорость, mp - масса протона, me – масса электрона, p и pII – тепловые давление плазмы поперек и вдоль магнитного поля, Bn и Bt – компоненты магнитного поля перпендикулярно и параллельно плоскости разрыва, µ0 – магнитная проницаемость вакуума. В исследуемых случаях на магнитопаузе Bn=0, Bt=B, где B – полное поле, и поток плазмы через магнитопаузу проходит через нуль. Поэтому вблизи магнитопаузы соотношение (1) принимает вид Btp + = 0. (2) 2µ В работе анализируются значения полного давления поперек магнитопаузы вблизи «носовой» точке, рассчитанные по данным приборов спутников проекта THEMIS. Для расчета использовались перпендикулярные к магнитопаузе составляющие скорости ионов и электронов в магнитослое v. Динамическое давление ионов и электронов принималось во внимание только для измерений в магнитослое. В ходе анализа продемонстрирована необходимость учета анизотропии давления в магнитослое.

В ходе анализа было показано, что для пересечения магнитопаузы 03:09-03:13 на внешней и внутренней границах магнитопаузы давления практически совпадали, а на внешней границе давление частиц почти изотропно.

В работе рассматривались магнитные давления по данным трех спутников при пересечении магнитопаузы. Флуктуации магнитного давления в магнитослое сравнивались со значением полного давления в магнитослое. Было выявлено, что флуктуации магнитного давления в магнитослое составляют ~7% от уровня полного давления и не вносят значительного вклада в баланс давления на магнитопаузе в подсолнечной точке.

Были проанализированы 18 пересечений магнитопаузы спутниками проекта THEMIS. Анализировалась разность усредненных давлений в магнитослое и магнитосфере на удалении 6-15 с от магнитопаузы. Интервал времени усреднения выбирался по масштабу области, характерной для магнитопаузы с повышенным или пониженным давлением в тех случаях, где ее удалось обнаружить. Во всех остальных случаях, она считалась равной 15с. Для такой методики определения разности давления, разность давлений составляла 0.04 – 0.20 нПа (4-16 %), когда давление в магнитослое превышало давление в магнитосфере. Если же давление в магнитосфере превышает давление в магнитослое, то разность давлений для таких случаев составила -0,012 – 0 нПа (0 - 9,7 %). Разность давлений была рассчитана также в двух ближайших к магнитопаузе точках. В этом случае, разность давлений для случаев, когда давление в магнитослое превышало давление в магнитосфере, составляла 0,03 – 0,21 нПа (2-16 %). Для случаев, когда давление в магнитосфере было больше давления в магнитослое, усредненная по таким событиям разность давлений составляла 0,07 – 0,25 нПа (7-27 %).

В целом регистрируется совпадение давления в магнитослое и магнитосфере с точностью до ~20 %, что подтверждает возможность, несмотря на отсутствие в плазме столкновений, использование МГД подхода при изучении процесса формирования магнитопаузы.

В разделе 2.4. проводится анализ влияния флуктуации магнитного поля в магнитослое на баланс давлений на магнитопаузе. Хорошо известно, что на дневных силовых линиях минимальные значения магнитного поля имеют место не на экваторе, а на высоких широтах. Поэтому в этом разделе сравнивались амплитуды флуктуаций магнитного поля в магнитослое и магнитное поле на дневных силовых линиях.

Был проведен подробный анализ флуктуации магнитного поля в магнитослое и баланс давлений на магнитопаузе на примере события 8 ноября 2007 года. Сравнение результатов наблюдений на спутниках THEMIS- A и -С, проводивших одновременные измерения на близком расстоянии один внутри магнитосферы, а другой в магнитослое, показывает, что амплитуду флуктуаций магнитного поля в магнитослое значительно превышали магнитное поле внутри магнитосферы на магнитосферном фланге. Таким образом, было показано, что при анализе баланса давлений магнитное поле в магнитослое является важным фактором. Сравнивались измерения в магнитослое и положение минимумов магнитного поля построенных по модели Цыганенко-1996. Показано, что амплитуды флуктуаций магнитного поля в магнитослое сравнимы со значениями магнитного поля и областях минимумов поля на дневных силовых линиях. Таким образом, приведенный анализ говорит о том, что флуктуации магнитного поля магнитослоя могут играть существенную роль в балансе давлений на магнитопаузе как в дневные часы на высоких широтах, так и на магнитосферных флангах.

Далее проводится анализ флангового пролета спутников проекта THEMIS 17 ноября 2007 г. Событие интересно тем, что два спутника проекта THEMIS проводили одновременные измерения в магнитослое. При сравнении данных спутников было показано, что характер вариаций отличается для двух точек магнитослоя. При этом, амплитуды флуктуаций компонент магнитного поля регистрируемых на спутнике THEMIS-B, который находился ближе к ударной волне, составляют от 7 до 20 нТл, а на спутнике THEMIS-C, находившемся вблизи магнитопаузы, от 2 до 15 нТл. В солнечном ветре по данным спутника Wind наблюдались высокочастотные вариации ММП (с периодом менее 30 с) с амплитудами в основном не более 1 нТл. Периоду наблюдений соответствовали сравнительно спокойные условия в солнечном ветре. Из проведенного анализа можно заключить, что характер вариаций магнитного поля отличается в двух достаточно удаленных (~12 RE) друг от друга точках магнитослоя. Сравнивая флуктуации компонент магнитного поля в двух точках магнитослоя и компонент ММП можно заключить, что при малых вариациях ММП (достаточно спокойных условиях) наблюдается турбулентный магнитослой, в котором амплитуды флуктуаций компонент магнитного поля в 2-20 раз превышают амплитуды флуктуаций этих компонент в ММП.

Рассматривалась конфигурация магнитного поля в дневные часы на меридиане полденьполночь в соответствии с моделью Цыганенко-1996 для события 17 ноября 2007 г.

Показано, что амплитуды флуктуаций магнитного поля в магнитослое сравнимы со значением магнитного поля внутри магнитосферы на высоких широтах, что подтверждает необходимость учета магнитного поля магнитослоя при анализе баланса давлений на магнитопаузе.

Проведен подробный анализ события 2 марта 1996. Приведены результаты анализа флуктуаций магнитного поля в магнитослое и распределения магнитного поля вдоль дневных силовых линий по данным спутников Интербол/Хвостовой зонд, Geotail и WIND.

Сравнивались значения магнитного поля в магнитослое, учитывались данные многочисленных измерений магнитного поля внутри магнитосферы на прикаспенных магнитных силовых линиях и результаты моделирования конфигурации магнитных силовых линий в плоскости меридиана полдень-полночь в соответствии с моделью Цыганенко-1996. Было показано, что амплитуда флуктуаций магнитного поля в магнитослое превышает значение магнитного поля в прикаспенных областях и в LLBL на магнитосферных флангах. Положение магнитопаузы, как известно, определяется из условия баланса давления плазмы и магнитного поля вне и внутри магнитосферы. В ходе анализа наблюдений показано, что когда значение магнитного поля под магнитопаузой сравнимо со значением магнитного поля вне магнитопаузы, магнитное поле в магнитослое и его флуктуации, являются важным фактором, определяющим условия проникновения плазмы внутрь магнитосферы.

Рассмотрено событие 6 февраля 1997 года, интервал времени 13:30-16:00 UT, во время которого спутники Интербол/Хвостовой Зонд и Магион-4 проекта ИНТЕРБОЛ летели из магнитослоя внутрь магнитосферы, пересекая LLBL. Спутники находились на расстоянии в 130 км. Было показано, что в двух близких точках магнитослоя флуктуации магнитного поля сильно отличаются, а амплитуды флуктуаций усиливаются при приближении спутников к магнитопаузе.

Проведен анализ роли флуктуаций параметров магнитослоя в балансе давлений на магнитопаузе. Подчеркивается, что 1) Проведенный анализ данных наблюдений на спутниках проектов THEMIS, ИНТЕРБОЛ, спутников Wind и Geotail позволяет выделить турбулентные флуктуации плазмы магнитослоя в качестве одного из основных факторов, определяющих динамику магнитопаузы.

2) Амплитуда флуктуаций магнитного поля в турбулентном магнитослое часто превышает величину магнитного поля под магнитопаузой.

3) Продемонстрировано соблюдение условия баланса давлений на магнитопаузе в отдельном событии с точностью ~3% и статистически с точностью ~20 %. Возможность нарушения баланса давления в связи с сильными флуктуациями магнитного поля возникает в точках, удаленных от подсолнечной, в прикаспенных областях. Это означает, что флуктуации магнитного поля и магнитного давления не вносят существенного вклада в баланс давления в подсолнечной точке и могут приводить к нарушению баланса давления в прикаспенных областях.

Третья глава посвящена анализу зависимости толщины LLBL от межпланетных параметров, их флуктуаций и флуктуаций магнитного поля в магнитослое.

В части 3.1. проводится обзор результатов исследований толщины LLBL и ее зависимости от различных факторов. Выделены результаты наблюдений показывающие, что толщина LLBL увеличивается с удалением от подсолнечной точки, утренняя сторона LLBL толще, чем вечерняя [Newell et al., 2003], при южной ориентации ММП наблюдается тонкий LLBL при северном ММП – LLBL толстый [Sckopke et al, 1981;

Mitchell et al., 1987]. Подчеркнуто, что определение зависимости толщины LLBL от параметров солнечного ветра может иметь существенное значение для решения проблемы проникновения плазмы магнитослоя внутрь магнитосферы. Поэтому в третьей главе приведены результаты определения этих зависимостей по данным Интербол/Хвостовой зонд и THEMIS. Было отобрано 32 случая пересечения LLBL спутником ИНТЕРБОЛ/Хвостовой Зонд и 73 – спутниками THEMIS. Толщина LLBL для этих событий была посчитана c помощью средней скорости плазмы, перпендикулярной магнитопаузе (~ скорости магнитопаузы) и времени пролета спутника в слое.

В разделе 3.2. представлены зависимости толщины LLBL от локализации в магнитосфере Земли, от компоненты BZ ММП и VBZ, где V- скорость солнечного ветра. В этом разделе приведены таблицы с параметрами отобранных пролетов спутников в LLBL, описана методика определения толщины слоя. Отдельно проводился анализ для X>(дневные часы) и X<0 (хвост магнитосферы). На рисунках в работе приведены результаты фитирования полученной зависимости. Наблюдается тенденция увеличения толщины слоя при росте параметров ММП. В работе приведены зависимости толщины LLBL от VBZ при Y>0 и Y<0 и зависимости при Z>0 и Z<0. Зависимость от знака Y может отражать асимметрию утро-вечер. Несмотря на большой разброс точек, можно выделить тенденцию к асимметрии толщины LLBL в направлении утро-вечер, что подтверждает результаты работ [Mitchell et al., 1987 и др.]. Таким образом, в результате проведенного анализа подтверждены обнаруженная ранее зависимости толщины слоя от BZ и асимметрия утровечер. Выявлена слабая зависимость толщины LLBL от VBZ в солнечном ветре. Однако разброс точек очень велик. При северном ММП наблюдается как тонкий, так и толстый LLBL, в отличие от указанных в работе [Mitchell et al., 1987] пересечений преимущественно толстого LLBL при северном ММП. Проанализированные закономерности согласуются с постоянно наблюдаемым высоким уровнем турбулентности в магнитослое и полученными в Главе 2 выводами о роли флуктуаций параметров магнитослоя в проникновении плазмы внутрь магнитосферы, так как при таком проникновении толщина LLBL должна сильно флуктуировать.

В разделе 3.3. представлен анализ зависимости толщины LLBL от уровня флуктуаций компоненты BZ ММП, VBZ и скорости солнечного ветра. Уровень флуктуаций анализировался на трех интервалах времени: 30с, 120с и 5 мин. Анализ свидетельствует в пользу отсутствия какой либо ярко выраженной зависимости толщины LLBL от уровня флуктуаций в солнечном ветре.

В разделе 3.4. анализируется зависимость толщины LLBL от угла между нормалью к ударной волне и направлением магнитного поля в солнечном ветре (угол Bn). Известно, что вариации потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое падают с ростом угла Bn. Разделяют участки ударной волны с углом Bn> 45°, их называют квазиперпендикулярными, и участки квазипараллельные, угол Bn < 45 °.

Вариации потока ионов и магнитного поля в магнитослое падают с ростом угла Bn. При квазипараллельной ударной волне (Bn < 45°) флуктуации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое превышают флуктуации за квазиперпендикулярной ударной волной (Bn > 45°). Для проверки предположения о зависимости толщины LLBLот типа ударной волны вверх по потоку была построена зависимость толщины LLBL от угла Bn. Толщина слоя рассчитывалась для пролетов спутника ИНТЕРБОЛ/Хвостовой Зонд. Использована модель Спрайтера течения плазмы в магнитослое. Было продемонстрировано отсутствие ожидаемой тенденции роста толщины LLBL при уменьшении угла BN. Предложен ряд объяснений отсутствия предполагаемой зависимости. Среди возможных объяснений выделена доминирующая роль внутримагнитосферных процессов в формировании толщины LLBL.

Pages:     | 1 || 3 |






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