| Результаты этапа: Получены новые результаты при изучении характеристик солнечного ветра, магнитослоя и магнитосферы Земли. Солнечный ветер является связующим звеном между возмущениями на солнце и последствиями этих возмущений в магнитосфере Земли. Связь Солнце-Земля имеет сложный, нелинейный характер. Существование непредсказуемых вариаций параметров (турбулентности) в солнечном ветре, магнитослое и в самой магнитосфере является одной из основных проблем, возникающих при предсказании космической погоды. Несмотря на сравнительно длительный период космических исследований у нас в стране и за рубежом, характеристики турбулентности в данных областях особенно в высокочастотном диапазоне до настоящего времени сравнительно мало исследованы.
За отчетный период проведено исследование турбулентных свойств плазмы солнечного ветра, а именно перемежаемости флуктуаций потока ионов солнечного ветра в ранее неисследованной области сравнительно высоких частот (0.01-16 Гц). Получены функции распределения вероятностей амплитуд флуктуаций параметров солнечного ветра на различных временных масштабах по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1(1995-2000 гг.). Показано, что функции распределения вероятностей амплитуд флуктуаций потока ионов солнечного ветра на малых масштабах имеют более ярко выраженные хвосты, чем в соответствующих Гауссовых функциях распределения. Такое отличие функций распределения от гауссовых является результатом наличия всех масштабов вариаций. Данные вариации не являются самоподобными на малых масштабах, а носят перемежаемый характер. Для медленного солнечного ветра (<450 км/с) исследована зависимость перемежаемости флуктуаций потока ионов солнечного ветра от временного масштаба путем вычисления эксцесса (момента 4-го порядка) как функции масштабного параметра , для от 0.1 с до 12 часов. Показано, что в солнечном ветре и межпланетном магнитном поле уровень перемежаемости растет при переходе к малым масштабам вплоть до временного масштаба ≈30-60 c. Полученные результаты хорошо согласуются с результатами опубликованными в литературе. Впервые исследовано поведение перемежаемости для масштабов вариаций от 0.1 до 100 с. Показано, что уровень перемежаемости может расти, падать или не изменяться. Таким образом, поведение перемежаемости на масштабах менее 102 c. можно считать нестабильным. Граница между интервалом, где уровень перемежаемости стабильно растет к малым масштабам, и интервалом где уровень перемежаемости имеет нестабильный характер, численно близка к хорошо известной границе между диссипативным и инерционными масштабами флуктуаций, что может указывать на их возможную связь. Поведение эксцесса для вариаций потока ионов солнечного ветра и вариаций скаляра межпланетного магнитного поля для одних и тех же временных рядов имеют один и тот же вид.
Особое внимание уделено сопоставлению перемежаемости для интервалов наблюдений солнечного ветра, содержащих резкие (короче 10 мин) и большие по амплитуде (более 20%) скачки потока ионов, и для интервалов, не содержащих такие скачки. Показано, что интервалы наблюдений солнечного ветра, содержащие резкие скачки потока, обладают более высоким уровнем перемежаемости, чем интервалы спокойного солнечного ветра, и это различие увеличивается на малых масштабах. Таким образом, высокий уровень перемежаемости является характерным свойством интервалов солнечного ветра, содержащих резкие границы его структур. Проведенное сопоставление позволяет выявить фундаментальную разницу в турбулентных свойствах солнечного ветра в зависимости от наличия или отсутствия резких границ плазменных структур.
В ближайшее время планируется существенно продвинуться в область изучения турбулентных характеристик солнечного ветра на временных масштабах вплоть до 0.03 с. с помощью эксперимента БМСВ на космическом аппарате Спектр-Р (запуск перенесен на 2011 г.). В отчетный период проведены разработка и отладка на реальных измерениях комплекса алгоритмов и программ по обработке данных и определению физических параметров плазмы солнечного ветра в готовящемся эксперименте БМСВ.
Магнитослой, являясь интерфейсом между солнечным ветром и магнитосферой, определяет, с одной стороны, интенсивность и характер воздействия неоднородностей солнечного ветра и межпланетного магнитного поля на магнитосферу существенно модифицируя их, и, с другой стороны, сам он может являться источником магнитосферных возмущений вследствие высокого уровня турбулентности в нем параметров плазмы и магнитного поля. За отчетный период проведен анализ соблюдения баланса давлений на магнитопаузе в условиях турбулентных флуктуаций магнитного поля и параметров плазмы в магнитослое при северной ориентации магнитного поля в солнечном ветре по результатам наблюдений в международном проекте ТЕМИС. Показано, что баланс давлений соблюдается в пределах точности измерений плазменных параметров (~10%).
Хорошо известно, что существуют зависимости параметров магнитосферы Земли от параметров солнечного ветра, но пока не найден ответ на вопрос о зависимости параметров магнитосферы (и турбулентных свойств магнитосферы) от уровней турбулентности в солнечном ветре и магнитослое. Решение данной проблемы тесно связано с выяснением механизма ускорения релятивистских электронов во внешнем радиационном поясе Земли. Потоки таких электронов могут возрастать на несколько порядков во время фазы восстановления магнитной бури. Часто эти электроны называются электронами «киллерами», так как они приводят к сбоям в работе космических аппаратов и даже их гибели. Активно обсуждается турбулентный механизм ускорения электронов-«киллеров», который может быть напрямую связан с процессом перекачки энергии от крупномасштабных мод к мелкомасштабным модам, при взаимодействии с которыми может происходить ускорение релятивистских электронов. Однако данная проблема практически не исследована. Исследуемые в данной работе квазистациоарные возрастания потоков энергичных электронов на полярных границах внешнего электронного радиационного пояса
За отчетный период были исследованы возрастания потоков электронов с энергиями 200-1000 KeV, обнаруженные по данным Российских космических аппаратов Коронас-Ф (2001 -2005 гг) и Коронас-Фотон(январь-ноябрь 2009). Выделены случаи, когда исследуемые возрастания наблюдались последовательно во время неоднократных пересечений границы внешнего радиационного пояса, таким образом, отобраны квазистационарные на масштабах нескольких часов события. Такие возрастания наблюдались в полярных областях на внешней границе внешнего радиационного пояса. Внешняя граница внешнего радиационного пояса в спокойных геомагнитных условиях проецируется на ионосферные высоты либо к экватору от аврорального овала либо внутри него. Изучена локализация выделенных событий относительно аврорального овала с использованием данных почти одновременных наблюдений низкоэнергичных электронов на спутниках Метеор 3М (2001-2005 гг.),) (в случае наблюдения событий на Коронас-Ф) и Метеор-М №1 (2009 по н.в.) (в случае наблюдения событий на Коронас-Фотон). Проведено сопоставление с моделью OVATION положения аврорального овала. Показано, что возрастания потоков энергичных электронов к полюсу от внешней границы внешнего радиационного пояса локализованы на широтах аврорального овала. В авроральном овале, на который проецируются внешние области магнитосферы, постоянно наблюдается высоких уровень турбулентности в широком диапазоне частот и масштабов и возможно возникновение областей интенсивного турбулентного ускорения энергичных частиц. Однако характеристики данной турбулентности сравнительно мало исследованы. Высказана гипотеза о формировании квазистационарных возрастаний в локальных ловушках магнитного поля. Проведены расчеты, позволяющие подтвердить гипотезу формирования локальных ловушек энергичных частиц в высокоширотной магнитосфере.
Для получения вышеперечисленных результатов за отчетный период был разработан комплекс программ для обработки, анализа и сопоставления данных экспериментов Коронас-Ф, Коронас-Фотон, Метеор3М, Метеор-М №1. Создана полностью автоматизированная система обработки и хранения данных измерений приборов околоземных космических аппаратов (Коронас-Фотон и Метеор-М №1).
|
| Результаты этапа: В рамках проекта был получен ряд результатов по определению свойств и динамики турбулентности магнитосферы, магнитослоя и солнечного ветра на базе экспериментов, проводимых на отечественных и западных космических аппаратах. Несмотря на сравнительно длительный период космических исследований у нас в стране и за рубежом, характеристики турбулентности в данных областях особенно в высокочастотном диапазоне до настоящего времени сравнительно мало исследованы, что объясняется сложностью измерений параметров плазмы с высоким временным разрешением и сложностью поведения динамики турбулентной плазмы. Ниже будет подробно описаны результаты, полученные по теме проекта за отчетный период.
18 июля 2011 г состоялся запуск космического аппарата СПЕКТР-Р (с апогеем 350000 км, перигеем 10000 км и периодом обращения 9.5 суток). Прибор БМСВ (Быстрый монитор солнечного ветра), установленный на СПЕКТР-Р, обладает значительным рядом преимуществ в части быстродействия при измерениях параметров плазмы солнечного ветра по сравнению с мировым уровнем и предыдущими отечественными экспериментами. С помощью прибора БМСВ проводятся измерения плотности, скорости, температуры, вектора потока солнечного ветра с рекордно-высоким временным разрешением вплоть до 30 мс по величине потока и углам направления его прихода, и до 1 с по другим параметрам солнечного ветра, что позволяет получать качественно новые результаты в области физики турбулентного солнечного ветра. При поддержке гранта осуществлялась разработка и отладка методики обработки новых уникальных экспериментальных данных, а также апробация этой методики в реальном эксперименте. Определение параметров солнечного ветра с помощью данных прибора БМСВ производится на основе сопоставления измерений с заранее рассчитанной библиотекой откликов (энергетических спектров – откликов датчиков прибора БМСВ на падающий поток ионов солнечного ветра при изменении в широких пределах угла падения, переносной скорости и ионной температуры этого потока). Предложены два возможных способа определения параметров солнечного ветра из измерений на основе расчетного набора энергетических спектров. Показано, что управляющим параметром задачи, однозначно определяющим вид энергетического спектра при данном угле падения потока, является отношение переносной скорости ионов к их тепловой скорости. Проведено сравнение расчетных интегральных спектров с запирающими характеристиками, измеренными в реальном эксперименте. С помощью разработанной методики получен временной ход параметров солнечного ветра по данным прибора БМСВ для ряда событий августа – сентября 2011 г. Проведено сравнение результатов полученных на космическом аппарате СПЕКТР-Р с результатами, полученными на других космических аппаратах. На спутнике СПЕКТР-Р удалось провести наблюдения возмущения солнечного ветра с аномальными значениями плотности, пришедшего к Земле 09 сентября 2011 г. В максимуме потока плотность достигала значений около 120 см-3, что является экстремальной величиной, превышающей примерно в 20 раз средние значения в солнечном ветре. Изменение потока ионов солнечного ветра на переднем фронте этого возмущения произошло за время менее 0.4 с. Необходимо отметить, что такое быстрое и большое по амплитуде изменение интенсивности солнечного ветра наблюдалось впервые в мире. Во время возмущения плотности наблюдался солнечный ветер с высоким уровнем турбулентности, исследование свойств которой предстоит в ближайшем будущем. Стоит также отметить, что возмущение 09 сентября 2011 г. происходило на фоне достаточно спокойного солнечного ветра (с плотностью ~10 см-3 и скоростью не более 400 км/с).
По данным спутника Интербол-1 (1995-2000 г) продолжены исследования перемежаемости флуктуаций потока (плотности) плазмы солнечного ветра и амплитуды межпланетного магнитного поля в области сравнительно высоких частот (вплоть до десятых долей секунды). Удалось значительно увеличить количество исследуемых периодов, когда наблюдается турбулентный солнечный ветер с данными наилучшего временного разрешения, что позволило повысить надежность полученных результатов. Показано, что в области частот менее 0.05 Гц величина эксцесса функции вероятности флуктуаций (характеризующая перемежаемость) стабильно растет при уменьшении периода флуктуаций, а для частот более 0.05 Гц величина эксцесса ведет себя нестабильно (это могут быть как возрастания, так и спады величины эксцесса). Поведение перемежаемости потока и магнитного поля на отдельно взятых участках имеют весьма похожий характер. На низкочастотном краю этого диапазона полученные нами значения эксцесса хорошо согласуются с результатами прежних экспериментов. Граница между двумя вышеуказанными областями численно близка к хорошо известной границе между инерционным и диссипативным масштабами, что может указывать на связь этих границ. Для интерпретации полученных результатов использовалась умеренно сжимаемая модель турбулентности солнечного ветра. Согласно этой модели предполагается, что в турбулентном солнечном ветре реализуется режим, при котором флуктуации плотности являются пассивной примесью в умеренно сжимаемом течении дозвуковой турбулентности.
В магнитослое наблюдается высокий уровень турбулентных флуктуаций всех параметров плазмы и магнитного поля, который сильно усложняет механизмы воздействия солнечного ветра на магнитосферу Земли. До сих пор неясно, каким образом изменения параметров солнечного ветра сказываются на характеристиках турбулентного магнитослоя, и как возмущение солнечного ветра распространяется через магнитослой до магнитопаузы. За отчетный период был проведен ряд исследований, позволяющих продвинуться в понимании этих вопросов. Анализировались изменения параметров магнитного поля в магнитослое после пересечения магнитопаузы одним из спутников эксперимента THEMIS. Проведено сравнение с параметрами магнитного поля в солнечном ветре, измеренными в том же проекте перед ударной волной. Получены зависимости величины магнитного поля перед магнитопаузой, трех компонент магнитного поля и часового угла от аналогичных величин в солнечном ветре перед ударной волной при различных временах усреднения. Удалось показать, что Bx-компонента у магнитопаузы колеблется вблизи нуля независимо от времени усреднения, что хорошо стыкуется с существованием на магнитопаузе разрыва с характеристиками, близкими к тангенциальному разрыву. By-компонента у магнитопаузы, как было показано еще в стадии первоначальных исследований, сравнительно хорошо коррелирует с By компонентой межпланетного магнитного поля (ММП). Такие корреляции практически отсутствуют для Bz-компоненты. Наблюдаются события (~30% для усредненных значений в исследованных 26 событиях), когда знаки Bz компоненты магнитного поля в солнечном ветре не совпадают со знаком Bz у магнитопаузы. Таким образом, в разных точках непосредственно за магнитопаузой магнитное поле имеет разные направления, как правило, плохо коррелирующие с направлением ММП. События, не удовлетворяющих принципу равенства часовых углов, составляют < 27%. Наблюдаемый слабый уровень корреляций даже при сравнительно длительном усреднении с периодом усреднения в 90 с, сравнимым со временем пересечения магнитослоя плазмой солнечного ветра, видимо, связан с турбулизацией магнитослоя. Проведенный выше анализ данных наблюдений на спутниках THEMIS согласуется с результатами работ, демонстрирующих существование высокого уровня турбулентности магнитного поля в магнитослое.
В исследовании взаимодействия между солнечным ветром и магнитосферой представляется весьма важным изучить, каким образом разного рода возмущения плазмы солнечного ветра видоизменяются, входя в магнитослой, что будет определять их воздействие на магнитосферу. Проведены исследования динамики резких возмущений плотности плазмы и модуля магнитного поля при переходе из солнечного ветра в магнитослой. Для этого исследования были использованы экспериментальные данные пятиспутникового проекта THEMIS. Орбиты спутников проекта THEMIS устроены таким образом, что можно выбрать конфигурацию, когда один спутник находится в солнечном ветре и один в магнитослое. Для анализа выбирались скачки плотности длительностью не более нескольких минут с изменением амплитуды более чем на 20%, которые можно однозначно идентифицировать как на фоне солнечного ветра (СВ) вне границ магнитосферы, так и на фоне сильно флуктуирующего магнитослоя (МСЛ) одновременно на двух спутниках. Сравнение изменений плотности плазмы и амплитуды магнитного поля в этих двух областях для одного и того же события позволяет утверждать, что при прохождении через околоземную ударную волну в магнитослой такие структуры сохраняют достаточно резкие границы. Однако амплитуда скачка и длительность его фронта могут меняться при переходе из одной области в другую. Амплитуда изменения плотности на исследуемых резких границах значительно (~25-50%) увеличивается в магнитослое по сравнению с солнечным ветром; длительность увеличивается в пределах 50%. Такие изменения могут заметно различаться для плотности плазмы и величины магнитного поля. Амплитуды изменения магнитного поля на исследуемых резких границах увеличиваются в пределах 50% при переходе из солнечного ветра в магнитослой; длительность увеличивается в пределах 35%. Показано, что изменение суммарного (теплового + магнитного) давления в солнечном ветре и в магнитослое во время исследованных событий не велико и лежит в пределах 10-20%, что говорит в пользу того, что исследуемы фронты можно отнести к тангенциальным разрывам.
Хорошо известно, что турбулентность параметров плазмы наблюдается на всех этапах формирования и распространения солнечного ветра до магнитосферы, а также плазмы внутри самой магнитосферы, однако не известно существует ли зависимость параметров магнитосферы (и турбулентных свойств магнитосферы) от уровней турбулентности в солнечном ветре и магнитослое. Решение данной задачи имеет существенное значение при исследовании процессов ускорения энергичных частиц внутри магнитосферы. В частности, активно обсуждается турбулентный механизм ускорения «электронов-киллеров» (релятивистских электронов, возрастание потоков которых на несколько порядков приводит к сбоям в работе и даже гибели космических аппаратов), который может быть напрямую связан с процессом перекачки энергии от крупномасштабных мод к мелкомасштабным, при взаимодействии с которыми может происходить ускорение релятивистских электронов. В авроральном овале, на который проецируются внешние области магнитосферы, постоянно наблюдается высоких уровень турбулентности в широком диапазоне частот и масштабов и возможно возникновение областей интенсивного турбулентного ускорения энергичных частиц. Исследование возрастаний потоков энергичных электронов в области аврорального овала, может являться хорошей иллюстрацией ускорения частиц посредством турбулентных механизмов.
За отчетный период были продолжены исследования возрастаний потоков электронов с энергиями 200-1000 кэВ, на спутнике Коронас-Фотон (январь-ноябрь 2009). Расширена статистика случаев наблюдения квазистационарных на масштабах порядка нескольких часов (когда исследуемые возрастания наблюдались последовательно во время многократных пересечений границы внешнего радиационного пояса) возрастаний потоков электронов. Такие возрастания наблюдались в полярных областях на внешней границе внешнего радиационного пояса. Благодаря использованию данных спутника МЕТЕОР-М №1 (запущен в 2009 г.), а также спутников DMSP ведущих измерения полярной плазмы, и модели OVATION, было обнаружено, что исследуемые возрастания всегда происходят на широтах аврорального овала. Проведено статистическое исследование наблюдения возрастаний энергичных электронов за ноябрь 2009 г. для различных MLT секторов. Показано, что как в южном, так и в северном полушарии максимум вероятности наблюдения возрастаний приходится на утренний сектор ~10 часов MLT. Второй значимый пик приходится на ночной сектор (0 часов MLT) и наблюдается лишь в северном полушарии, что, по всей видимости, связано с особенностями орбиты спутника и наклоном оси геомагнитного диполя по отношению к оси вращения Земли. Рассмотрены вариации параметров солнечного ветра и геомагнитных индексов, как для отдельных дней, так и для всего в целом периода ноября 2009 г. Показано, что исследуемые явления происходили при спокойных условиях в солнечном ветре и не связаны напрямую с наблюдением суббурь в магнитосфере. Предложен ряд гипотез об источниках и процессах формирования квазистационарных возрастаний. Для проверки одной из наиболее вероятных гипотез формирования исследуемых возрастаний при образовании локальных ловушек магнитного поля в высокоширотной магнитосфере, проведены расчеты конфигурации изолиний минимальных значений магнитного поля с использованием модели Цыганенко-2005.
По данным одновременных экспериментов, проводившихся в ноябре 2009 года на борту солнечной обсерватории «КОРОНАС-ФОТОН» и ИСЗ «Метеор-М №1» прослежена динамика внешнего радиационного пояса Земли на высотах 500-830 км во время малых геомагнитных возмущений. На основании анализа вариаций положения высокоширотной границы области захвата в магнитосфере Земли получена среднестатистическая форма высокоширотной границы внешнего радиационного пояса, характерная для спокойной магнитосферы.
Для получения вышеперечисленных результатов за отчетный период был разработан комплекс программ для обработки, хранения, анализа, и сопоставления данных экспериментов КОРОНОС-ФОТОН и МЕТЕОР-М №1. В частности разработана система отображения данных в полярных проекциях, что позволяет более наглядно представить полученные результаты. Также проведена верификация данных спутника МЕТЕОР-М №1 в сравнении с данными спутников DMSP, позволяющая повысить надежность проводимых исследований. |
