Резонансные эффекты ультра-низкочастотных волновых полей в околоземном пространстве

СОДЕРЖАНИЕ
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Введение: РОЛЬ РЕЗОНАНСНЫХ ЭФФЕКТОВ В ПРОЦЕССАХ ВОЗБУЖДЕНИЯ, РАСПРОСТРАНЕНИЯ И ПОГЛОЩЕНИЯ УНЧ ВОЛН В ОКОЛОЗЕМНОЙ ПЛАЗМЕ
I. РЕЗОНАНСНЫЕ ЭФФЕКТЫ В ПРОСТРАНСТВЕННОЙ СТРУКТУРЕ ПОЛЯ УНЧ ВОЛН И ГИДРОМАГНИТНЫЙ МОНИТОРИНГ ОКОЛОЗЕМНОЙ ПЛАЗМЫ
1.1. Резонансная трансформация МГД волн в неоднородной плазме
1.2. Численная модель магнитосферно-ионосферного альвеновского резонатора
1.3. Численно-аналитическая модель прохождения альвсновских волн через ионосферу к земной поверхности
. 1.4. Теоретические основы методов наземной гидромагнитной диагностики магннтосферной плазмы (“магнито-сейсмология”)
■ Градиентные методы
■ Поляризационные методы
■ Многокомпонентные (Е и В) методы
■ Метод годографа
1.5. Экспериментальные исследования мапштосферных резонансных эффектов на средних широтах
■ Спектральное оценивание данных градиентных измерений
■ Градиентный метод
■ Поляризационный Н/Е) метод
■ Модифицированный градиентный метод
■ Метод годографа восстановления распределения резонансных частот
■ Методы гидромагнитной спектроскопии
1.6. Мониторинг свойств магнитосферно-ионосферного альвеновского резонатора па низких широтах
■ Экспериментальные исследования диссипативных свойств МАР
■ Спектральные особенности МАР на низких широтах
■ Сравнение экспериментальных данных с численной моделью МАР Выводы к гл.1.
И. ИОНОСФЕРНОЕ РАСПРОСТРАНЕНИЕ УНЧ ВОЛН
2.1. Возбуждение ионосферных мод при прохождении альвеновской волны через ионосферу и искажение наземной резонансной структуры
■ Аналитические оценки возможных искажений структуры волны
• Численно-аналитическая модель приземной структуры поля УНЧ волн
■ Влияние ионосферных искажений на методы гидромагнитиой диагностики
■ Экранировка магнитосферного сигнала ионосферой
2.2. Поверхностные ионосферные моды на приэкваториальных широтах
■ Приближение тонкой ионосферы
■ Теоретические представления о распространении МГД волн вдоль ионосферы
2.3. О возможности распространения У1Р1 сигналов в волноводе Земля-ионосфера
* Волновые явления, возбуждаемые при ББС
■ Возможные механизмы М1 и Р1 Выводы к гл. II
III. УНЧ ВОЛНЫ В ОБЛАСТИ ПОГРАНИЧНЫХ СЛОЕВ МАГНИТОСФЕРЫ
3.1. МГД волновод/резонатор для РеЗ УНЧ волн в области каспа
■ Волновод со ступенчатым профилем
■ Сопоставление модели с результатами волновых наблюдений в каспе
3.2. Долгопериодные квазипериодические вариации Pdpy6 в области каспа - модуляция высокоширотной ионосферы альвеновскими волнами солнечного ветра
■ Глобальная пространственная структура и распространение Pdpy6 пульсаций
■ Наблюдения долгопериодных альвсновскнх воли в солнечном ветре
■ Возможные физические механизмы Pdpy6 пульсаций
■ Модель наземного отклика на "волну включения" ионосферных токов
3.3. Возможные каналы передачи волновой энергии из хвоста магнитосферы в полярную ионосферу
■ Модель магнитозвукового гидромагнитного волновода в хвосте магнитосферы
■ Излучение поверхностных альвеновских волн из МГД волновода с резкой неоднородностью
■ Волновод со слабым скачком параметров
■ Численный расчет коэффициентов трансформации Выводы к гл. III
IV. ВОЛНОВЫЕ РЕЗОНАНСНЫЕ СТРУКТУРЫ В АВРОРАЛЬНОЙ ОБЛАСТИ
4.1. Тонкая волновая структура интенсивных токовых систем
■ Наблюдения распространения TCV и всплеска Pi 1 на сети MACCS
■ Оценка продольных токов магнитных импульсов и авроральных активизаций
■ Возможные механизмы генерации PcI/Pil колебаний при импульсном возбуждении
■ Механизм квази-периодических осцилляций аномального сопротивления
■ Г еофизические следствия
4.2. Затухание альвеновских колебаний в авроралыюй области
■ Электродинамическая модель магнитосферно-ионосферного резонатора в области авроралыюго ускорения
■ Затухание альвеновских колебаний в магнитосферном резонаторе с AAR
■ Сравнение различных механизмов диссипации МАР на авроральных широтах
4.3. Альвсновский резонатор в авроралыюй верхней ионосфере
■ Отражение альвеновских волн от плазменных слоев
■ Приближение тонкого AAR слоя
■ Спектральные свойства альвеновского резонатора
■ Ионосферное затухание узких альвеновских структур • Сопоставление с данными наблюдений
4.4. Модуляция ускорения авроральных частиц альвеновскими волнами
■ Модуляция падения потенциала магнитосферными альвеновскими волнами
■ Возбуждение авроралыюго резонатора
■ Проникновение альвеновских воли к земной поверхности
■ Возможные проявления нового механизма модуляции ускорения авроральных частиц
4.5. Энергетический бюджет ускорения авроральных частиц альвеновской волной
■ Коэффициент поглощения альвеновских волн в AAR
■ Сопоставление модели со спутниковыми наблюдениями Выводы к гл. IV
V. РЕЗОНАНСНЫЕ МЕХАНИЗМЫ ВОЗБУЖДЕНИЯ УНЧ ВОЛН ЧАСТИЦАМИ КОЛЬЦЕВОГО ТОКА
5.1. Низкочастотные волны и дрейфовые неустойчивости в неоднородной плазме конечного давления
5.2. Дрейфово-анизотропная неустойчивость протонов кольцевого тока
■ Наблюдения Рс5 колебаний во время магнитных бурь на спутнике GEOS-2
5.3. Дрейфововая альвеновская неустойчивость, модифицированная кривизной геомагнитного поля
■ Наблюдения Рс5 волн и частиц на геостационарном спутнике.
5.4. Дрейфово-зеркальная неустойчивость в кривом магнитном поле
■ Глобальные Рс5 колебания на геостационарной орбите
5.5. Долгопериодные иррегулярные колебания в активную фазу магнитной бури
■ Магнитная буря 15.05.1997 и динамика электронного радиационного пояса и кольцевого тока
■ Глобальная динамика Pi3 колебаний и высыпаний частиц во время главной фазы бури
■ Мел ко-масштабная долготная структура магнитных пульсаций и высыпающихся электронов
■ Нерезонансиая генерация МГД волн поперечным нестационарным током
■ Возможные механизмы генерации Pi3 и Рс5 пульсаций и их роль в ускорении релятивистских электронов
5.6. Резонансное ускорение релятивистских электронов УНЧ возмущениями (“геосинхротрон”) Выводы к гл. V
VI. ВОЗМУЩЕНИЯ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ И ИОНОСФЕРЫ АНТРОПОГЕННЫМИ, АТМОСФЕРНЫМИ И ЛИТОСФЕРНЫМИ ИСТОЧНИКАМИ
6.1. Антропогенные и атмосферные источники
6.2. Сейсмо-электромапштиые и сейсмо-ионосфсрныс возмущения Выводы к гл. VI
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА
• публикации по теме диссертации
■ общий список литературы
Приложения:
1 Параметры и модели околоземной среды
2 Сети магнитных станций
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Актуальность проблемы.
Взаимодействие потока плазмы солнечного ветра с магнитосферой земли, определяющее состояние космической погоды в околоземном пространстве, имеет нестационарный и турбулентный характер. Благодаря наличию естественных МГД волноводов и резонаторов все динамические процессы в околоземной среде сопровождаются появлением электромагнитных волн ультра-низкочастотного (УНЧ) диапазона (покрывающим три порядка по частоте, от долей мГц до первых Гц). Для исследований плазменных процессов в ближнем космосе УНЧ волны имеют такое же значение, как сейсмические волны для изучения строения Земли - они позволяют проводить дистанционное зондирование и мониторинг областей, недоступных измерениям. Хотя лишь для небольшого числа из необычайного разнообразия периодических возмущений в околоземной плазме можно с уверенностью считать их физическую природу выясненной, тем не менее, существует принципиальная возможность использования регистрируемых на Земле УНЧ волн для гидромагнитной диагностики - определения параметров магнитосферной и ионосферной плазмы. По сравнению с волновыми процессами в других областях физики, волны в плазме обладают рядом специфических уникальных особенностей. Из этих особенностей принципиальное значение имеют резонансные эффекты -резонансное взаимодействие волн и частиц, резонансная трансформация волн, и формирование резонаторов и волноводов. Рассматривая земную магнитосферу как природную плазменную лабораторию, можно надеяться, что разработанные представления о процессах в этой среде могут быть перенесены на недоступные прямым измерениям Солнце и астрофизические объекты.
Цель работы состояла в детальном исследовании влияния резонансных эффектов в околоземной среде на возбуждение и распространение УНЧ волн, в частности:
разработка и апробация различных методов определения параметров магнитосферного резонатора по данным наземной регистрации УНЧ воли;
выяснение возможности распространения УНЧ сигналов вдоль ионосферы и в волноводе Земля-ионосфера;
выявление механизмов и особенностей волновых явлений в пограничных областях магнитосферы;
определение роли резонансного взаимодействия волна-частица в возбуждении УНЧ колебаний;
выяснение влияние особенностей области ускорения авроральных электронов на формирование на этих широтах специфических волновых явлений и на распространение магнитосферных альвеиовских волн;
возможность выделения из всего многообразия природной магнитосферной активности аномальных возмущений антропогенной и сейсмической природы.
Основные защищаемые положения
Комплекс методов «мапшто-сейсмологии» для наземного мониторинга распределения околоземной плазмы, основанный на физическом эффекте резонансной трансформации магнитосферной волновой энергии в локальные альвеновские колебания магнитных оболочек.
Существование специфического класса поверхностных МГД волн, распространяющихся вдоль проводящего слоя ионосферы.
Наличие волновых УНЧ явлений во внешней магнитосфере (>10 Яе), которые благодаря механизмам конверсии волновой энергии в направляемые альвеновские волны переносят информацию о динамике этих областей к земной поверхности.
Наличие волнового механизма модуляции и ускорения электронов в верхней ионосфере на авроральных широтах.
5
Обоснование механизмов спонтанного возбуждения УНЧ колебаний в результате дрейфовых
неустойчивостей неоднородных распределений энергичных частиц в околоземной среде. Наличие разнообразных аномальных не-магнитосферных возмущений геомагнитного поля и
ионосферной плазмы, вызванных антропогенной, метеорологической и сейсмической
активностью.
Научная новизна работы состоит в том, что
- построена наиболее полная теоретическая модель мапштосферно-ионосферного альвеновского резонатора;
- построена теоретическая модель искажения резонансной волновой структуры при прохождении через ионосферу к земной поверхности;
- разработан и апробирован ряд новых методов наземного мониторинга плотности магнитосферной плазмы;
- экспериментально обнаружена и теоретически смоделирована ранее неизвестная особенность геомагнитных РсЗ волн на низких широтах - аномальная зависимость собственного периода магнитосферного резонатора от широты и резкое усиление его диссипативных свойств;
- предсказано существование открытого МГД резонатора/волновода в области высокоширотного каспа;
- обнаружено явление модуляции высокоширотной ионосферы долгопериодными альвеновскими волнами солнечного ветра и построена численная модель наземного отклика;
- предсказано существование новых волновых процессов в авроральной области: альвеновский резонатор в верхней ионосфере и модуляция высыпания электронов альвеновскими волнами;
- количественно обоснован механизм активизации авроральных дуг альвеновскими волнами;
- построена исчерпывающая линейная теория возбуждения низкочастотных колебаний протонами кольцевого тока в результате кинетических дрейфовых неустойчивостей;
- обнаружены и интерпретированы новые природные эффекты возмущения геомагнитного поля и ионосферы антропогенными, метеорологическими и сейсмическими источниками.
Методы исследования, достоверность и обоснованность результатов. Особенностью работы является попытка синергетически объединить разработку адекватных теоретических моделей с их апробацией с помощью специализированного анализа данных наземных и спутниковых наблюдений, и далее - с постановкой новых нерешенных проблем. Поэтому все теоретические представления, развиваемые автором, получили непосредственное экспериментальное подтверждение, а обнаруженным новым природным явлениям была дана непротиворечивая интерпретация. Многие из результатов работы были опубликованы достаточно давно, некоторые - около 20 лет назад, и «прошли проверку временем»: несмотря на большое число новых работ, значительно расширивших прежние представления, основные результаты автора не опровергались, о чем свидетельствует большое число ссылок (более 300 по данным International Citation Index). Все результаты, представленные в диссертации, опубликованы в ведущих отечественных и зарубежных научных журналах с анонимным рецензированием.
Научная и практическая ценность работы. Полученные в диссертации результаты закладывают практические основы для наземных методов гидромагнитной диагностики магнитосферы, и позволяют говорить о создании «магнито-сейсмолопш» околоземного пространства. Разработанные теоретические модели резонансной трансформации МГД колебаний и кинетических дрейфовых неустойчивостей являются новыми не только для космической геофизики, но и физики плазмы в целом. Разработанные представления о резонансном взаимодействии УНЧ волн с релятивистскими электронами, представляющими
6
угрозу для надежного функционирования технологических систем в космосе, позволили ввести в космическую геофизику новый геомагнитный индекс - волновой УНЧ индекс, характеризующий уровень УНЧ турбулентности в околоземной среде и используемый для прогноза радиационной опасности для геостационарных спутников. Кроме того, УНЧ диапазон оказался наиболее перспективным для поиска электромагнитных шумов литосферного происхождения, связанных с процессами подготовки землетрясений.
Личный вклад. Характерной особенностью исследований, проводимых автором, является сочетание разработки новых теоретических представлений с их апробацией при обработке и анализе спутниковых и наземных данных. Для наземных исследований пульсаций при непосредственном участии автора был осуществлен ряд международных проектов, материалы которых использованы в работе. Автор участвовал в постановке работ, компьютерной обработке данных и их теоретической интерпретации. Все статьи, на которых основана диссертационная работа, были написаны лично автором, даже если он и не являлся первым соавтором.
Структура и объем работы. Диссертация состоит из Введения, 6 глав, Заключения, 2 приложений, списка литературы (296 наименований) и списка публикаций автора в рецензируемых изданиях (110 наименований). Работа содержит 241 страниц текста, 128 рисунков, 1 табл.
Апробация работы и публикации. Основные результаты работы докладывались в более чем 40 докладах, сделанных автором на отечественных и международных конференциях:
- генеральные ассамблеи Международного Геофизического и Геодезического Союза IUGG (Ванкувер 1991, Бермингем 1999, Саппоро 2003)
- ассамблеи Международной Ассоциации по Геомагнетизму и Аэрономии IAGA (Прага 1985; Упсала 1997, Тулуза 2005);
- конференции Американского Геофизического Союза AGU (Сан-Франциско 1991,1992);
- международные конференции по плазменной астрофизике, солнечно-земной физике и геокосмосу (Иркутск 1976, С-Петербург, 2004; 2006; Апатиты, 1998,2002);
- научные семинарах ИФЗ, НИИЯФ, ИКИ, ИСЗФ.
Из 134 работ, опубликованных автором в рецензируемых изданиях, непосредственно теме диссертации соответствует 110 работ.
Благодарности. Автору посчастливилось сотрудничать с блестящими физиками -Похотеловым O.A. и Федоровым E.IL, от которых он многому научился и благодаря которым ему удалось что-то сделать в науке. Автор также признателен другим талантливым коллегам и прекрасным людям за годы совместной работы: Мазур Н.Г., Гохберг М.Б., Курчатов Ю.П., Шалимов C.JI., Козырева О.В., Чугунова О.М., Ягова Н.В., Сурков В.В.
Введение: Роль резонансных эффектов в процессах генерации, распространения и поглощения УНЧ волн в околоземной плазме
В этом разделе сформулирована цель работы, обоснована постановка решаемых задач, дан краткий обзор современного состояния исследований вариаций геомагнитного поля в УНЧ диапазоне, и кратко изложено место работ, составляющих содержание диссертации. Детальные ссылки на работы автора даны в соответствующих разделах диссертации.
Магнитогидродинамические (МГД) волны, пронизывающие все околоземное космическое пространство, доносят до земной поверхности информацию о свойствах окружающей Землю плазмы и динамических процессах в ней. Эти волны регистрируются спутниковыми и наземными магнитометрами в виде ультраиизкочастотных (УНЧ, или Ultra-Low-Frequency, по
7
западной терминологии) пульсаций геомагнитного поля в частотном диапазоне 1 мГц-1 Гц. Геомагнитные пульсации были, по существу, первыми электромагнитными волнами, зарегистрированными при помощи примитивного магнитометра человечеством. Энергетически УНЧ волны являются самым мощным волновым электромагнитным процессом в околоземном пространстве, как видно из сопоставления плотности потока спектральной энергии наиболее мощных космических излучений (рис. В1).
Исследование волновых явлений в околоземной плазме опирается на математический аппарат и теоретические подходы, разработанные в физике плазмы и магнитной гидродинамике. Однако нельзя сказать, что космическая геофизика занимается только приложением физических представлений, выработанных в общей физике плазмы. Ряд принципиально новых физических идей, получивших затем широкое развитие, пришел в физику плазмы из космической геофизики: пересоединение силовых линий и аннигиляция магнитных полей, бссстолкновительные ударные волны, и др. Сюда же следует добавить и рассматриваемые ниже волны Альвена, отмеченного за их открытие Нобелевской премией. Конверсия МГД волн в области альвсновского резонанса, впервые предложенная для интерпретации структуры УНЧ воли в магнитосфере Земли, ныне широко используется в работах по управляемому термоядерному синтезу для радиочастотного нагрева плазмы [Chen and Hasegawa, 1974; Тимофеев, 1979] и для объяснения нагрева солнечной короны [Grossmann and Smith, 1988].
Глава I. РЕЗОНАНСНЫЕ ЭФФЕКТЫ В ПРОСТРАНСТВЕННОЙ СТРУКТУРЕ ПОЛЯ УНЧ ВОЛН И ГИДРОМАГНИТНЫЙ МОНИТОРИНГ ОКОЛОЗЕМНОЙ ПЛАЗМЫ
Резонансная трансформация МГД волн
Альвеновские волны принципиально отличаются от обычных волновых процессов в оптике, акустике или сейсмологии. Их спектр даже в пространственно ограниченной системе непрерывен, а собственные функции сингулярны, что приводит к важным особенностям этих волн: одномерному характеру распространения и отсутствию геометрического затухания, возможности переноса нестационарного продольного тока вдоль силовых линий, отсутствию незатухающих решений даже в бездиссипативной системе, необратимой конверсии магнитозвуковых возмущений в альвеновские волны [Тимофеев, 1970; Walker, 2004]. Стоячие альвеновские колебания силовых линий геомагнитного поля, ограниченные сопряженными ионосферами, образуют магнитосферный альвеновский резонатор (МАР).
Согласно представлениям резонансной теории УНЧ волн, МГД возмущения из внешних областей в процессе распространения в глубь магнитосферы трансформируются в альвеновские колебания. Наиболее эффективен процесс трансформации колебаний на геомагнитной широте Ф, где частота внешнего источника / совпадает с локальной частотой /R собственных колебаний геомагнитной силовой линии, т.с. / = /*(Ф). Основные представления о МАР были первоначально сформулированы в рамках упрощенной одномерной модели (plasma box model)
з
1
с
й
й
а.
о -2 -4 -6 -8 • to •\г
■14
16
18
20
22
24
EUi:
га
%
УНЧ волны
Шумановский резонанс
""'“ЧМагпюосфсрные хоры ✓V» Аяроральный хисс
I л~\ Километровое
* | \ Храдиоимучсни
Солнечные — __________\
радиовсляески "*—-\
Спокойное Солнце V . Излучение Юпитера \ V/y
Космический фон
Синхронно^ нмученне-_1 I I I I I I L I 1-------------1_*J---L.
В1
-4 “2
[Southwood, 1974; Chen and Hasegawa, 1974; Radoski, 1974]. Для гармоники с заданными вида exp(-icot + ikyy + ik2z) структура поля МГД возмущения описывается уравнением
дхг к]-к; дх у ■
Это уравнение имеет две характерных точки:
- сингулярность в точке со = кгУл (х);
- точку поворота для БМЗ волны со2 =(кгу +£г2)Г2(х), в которой эффективное волновое число к] (х) = к] (х) - к* - к] ВКБ решения обращается в 0.
Следует заметить, что при одномерной неоднородности математическая структура уравнений, описывающих резонансное взаимодействие МГД мод, близка (но не тождественна!) к структуре уравнений для резонансной конверсии электромагнитных волн в плазменные колебания [Fursterling, 1942; Денисов, 1956].
Для более общей геометрии, метод разделения переменных уже применить не удается, и математический подход к описанию сингулярного волнового поля в окрестности резонансной оболочки был разработан с помощью качественной теории дифференциальных уравнений в виде асимптотического разложения [Крылов и Федоров, 1976; Крылов и др., 1979,80,81; Kivelson and Southwood, 1986; Thomson and Wright, 1983; Goossens et al., 1985]:
*,(*’/) = c-tz' + ci ln(2) + -;
*,(*./) = 4 In 00 + d2 + z = x-xR(f)+iS,
где x - координата вдоль меридиана; xR(f) - координата резонансной силовой линии; S -полуширина резонансной области. Пространственную структуру поля пульсаций можно качественно представить в виде суперпозиции сигнала источника и резонансного отклика МАР.
Сигнал источника обусловлен возмущением, переносимым крупномасштабной
магнитозвуковой волной, и слабо зависит от координаты. Резонансный же отклик магнитосферы, связанный с возбуждением альвеновских колебаний, сильно локализован и вызывает резкое изменение хода амплитуды и фазы пульсаций при переходе через резонансную оболочку.
Именно на этих частотах магнитосфера наиболее эффективно поглощает энергию из всего спектра падающих на нее возмущений. По-существу, магнитосфера проявляет свойства своеобразного МГД резонатора Фабри-Перро, абсорбирующего из турбулентности солнечного ветра преимущественно определенные частоты [Pilipenko, 1990]. В целом, как схематично
показано на рис.В2, магнитосфера подобна гигантскому природному мазеру для МГД волн, в который накачиваются шумы солнечного ветра, которые затем фильтруются в МАР, и высвечиваются через полупрозрачные торцы (ионосферы). Наличие МГД мазера приводит к появлению в околоземном пространстве разнообразных узкополосных сигналов, что было бы трудно ожидать от турбулентного процесса взаимодействия солнечной плазмы с геомагнитным полем. Как будет показано в гл.5, неравновесные распределения энергичных частиц в магнитосфере, подобно инверсной заселенности в мазере, также могут генерировать узкополосные колебания в МАР.
Представления о возможности описания альвеновского резонанса в рамках упрощенной одномерной модели вызывало сомнения, в связи с чем до последнего времени продолжались дискуссии о сохранении качественного характера трансформации МГД волны в области
9
резонанса в более реалистичных ситуациях: при многомерной неоднородности, конечной температуре плазмы, наличии кинетических эффектов. Указав на некорректность подхода, использованного в некоторых работах по теории MAP, Hansen & Goertz [1989] предположили, что теория МАР должна быть пересмотрена, т.к. в двумерно-неоднородных системах на резонансной силовой линии должно происходит не “разбухание" поля, а трансформация в мелкомасштабную моду. Строгое обоснование основных принципов теории альфвеновского резонанса для двухмерно-неоднородных плазменных конфигураций дано в 1.1, где с использованием метода Фробениуса показано, что сингулярный характер поля волны в окрестности резонансной оболочки сохраняется и в двухмерно-неоднородных плазменных конфигурациях. Проведенное рассмотрение показывает, что в холодной плазме переход к двумерно-неоднородным распределениям плазмы не изменяет качественно характер трансформации МГД волн. Таким образом, основные результаты, полученные на простых моделях с одномерной неоднородностью, сохраняются и в более общем случае.
Согласно спектральной теории МГД резонаторов в криволинейном магнитном поле, полный спектр колебаний определяются двумя наборами нелокальных дисперсионных уравнений, Ly =0 и L(p=0. Эти дисперсионные уравнения совпадают с хорошо известными обыкновенными дифференциальными уравнениями Dungey [1954], соответствующими либо малым значениям азимутального волнового числа т ~1 (тороидальная мода), либо большим т»1 (полоидальная мода). Альвеновские колебания тороидального типа преимущественно возбуждаются крупномасштабными вне-магнитосферными источниками и хорошо проходят к земной поверхности. Поэтому наблюдаемые на земной поверхности крупномасштабные РсЗ-5 и Pi2-3 пульсации, рассматриваемые в гл. 1-4, соответствуют преимущественно тороидальной моде. Колебания полоидального типа в основном возбуждаются более локальными внутри-магнитосферными источниками и практически полностью экранируются ионосферой от земной поверхности. Однако, как показано в гл.5, они уверенно регистрируются спутниковыми магнитометрами.
В дисперсионной МГД при учете кинетических и дисперсионных эффектов дисперсионное соотношение для альвеновских волн модифицируется:
- в кинетическом пределе, в со-<vAiJl + klpf [Hasegawa, 1976];
- в инерционном пределе, в со = —[Goertz and Boswell, 1979].
V1+*ü?
Когда дисперсионные поправки не очень велики, к\р] <к 1, эти дисперсионные соотношения
могут быть объединены в одно co-coAyjl±klpj , где pj-pf+A' - дисперсионный радиус
[Leonovich & Mazur, 1989].
Для описания качественных особенностей МГД волновых процессов в магнитосфере достаточно рассмотрения сравнительно простых моделей с прямым магнитным полем, что позволяет избежать громоздких усложнений, связанных с учетом метрических коэффициентов. Однако количественная интерпретация наблюдаемых спектральных особенностей МАР для целей гидромапгатной диагностики требует разработки численных моделей, учитывающих реальную геометрию геомагнитного ноля и особенности распределения плазмы вдоль силовых линий. Результаты описанных в литературе численных моделей MAP [Poulter et al., 1984,88,90; Hattingh and Sutcliffe, 1987] были представлены их авторами только для определенных значений геофизических параметров. Поэтому их можно применить только для качественного сравнения с конкретными экспериментальными данными. Более того, модели низкоширотного МАР Poulter et al. [1988,90] и Hattingh and Sutcliffe [1987] не принимали во внимание ионосферную диссипацию, которая играет существенную роль на малых L. Расчеты же ионосферной диссипации, выполненные, например, Newton et al. [1978] или Allan and Knox [1979], неприменимы для низких широт. По этой причине нами была разработана новая численная модель МАР, описанная в 1.2.
10
Для методов наземной диагностики околоземного пространства с использованием УНЧ волн принципиальное значение имеет вопрос о прохождении этих волн через ионосферу и возможных искажениях их структуры. Существующие теоретические модели прохождения альвеновских волн из магнитосферы к земной поверхности в приближении тонкой, по сравнению с длиной волны, ионосферы [Hughes and Southwood, !976a,b; Leonovich and Mazur, 1991a,b; Alperovich and Fedorov, 1992] показывают, что в целом наземная структура колебаний соответствует пространственной структуре над ионосферой с учетом: (а) вращения на тс/2 эллипса поляризации при прохождении через горизонтально однородную ионосферу, (б) ослабления мелкомасштабных компонент пространственного спектра с размерами менее высоты ионосферы А, и некоторого "размывания" ширины резонансного пика 6. Для оценки возможности просачивания магнитосферных возмущений к земной поверхности достаточно воспользоваться простыми соотношениями теории тонкой ионосферы. Количественная же интерпретация наземных данных требует более строгого рассмотрения возможных искажений пространственной структуры пульсаций при прохождении через ионосферу. Такая теория разработана и изложена в 1.3.
Одно из практических применений УНЧ волн связано с магнито-теллурическим зондированием (МТЗ) земной коры [Баньян и Бутковская, 1980; Kaufmann and Keller, 1981]. Горизонтальные компоненты магнитотеллурического поля Е,={£х, Еу) и Н, = {//, D} связаны импедансным соотношением. Поверхностный импеданс Z, в свою очередь определяется распределением проводимости в земной коре с глубиной ag(z). Основная задача
магнитотеллурики заключается в восстановлении <Jg(z) по измерениям Z(со) на земной
поверхности. Физической основой МТЗ является модель Тихонова-Каньяра (ТС), которая характеризует электромагнитные УНЧ вариации над горизонтально-однородной слоистой средой импедансом Zg плоской вертикально падающей волны [Dmitriev and Berdichevsky, 1979; Wait, 1982]. В этом случае импедансное соотношение сводится к простому виду E,=Zg[nx Н,] .
В теории радиоволн это соотношение известно как граничное условие Лсонтовича-Щелкунова. Для применимости ТС импеданса поле должно быть однородно или линейно на масштабах больших скин-длины 6g (т.е. kög«\, где Sg=(2lp0coo,g)m). Когда условие сильного скин-
эффекта нарушается, кажущийся импеданс определяется не только геоэлектрическими свойствами подстилающей среды, но и пространственной структурой падающей волны. Для методов МТЗ адекватный выбор структуры первичного поля волны, падающей на земную поверхность, имеет принципиальное значение. Предсказываемая резонансной теорией специфическая амплитудно-фазовая структура поля УНЧ волн и подтвержденная многочисленными наблюдениями, не учитывается современными моделями МТЗ. Магнитосферные резонансные эффекгы могут вызвать искажения кривых МТЗ вблизи локальных резонансных частот (особенно над высокоомными породами), что приведет к ложной интерпретации о наличии каких-то локальных структур в земной коре [Альперович и др., 1991]. Таким образом, мониторинг резонансных частот локальных силовых линий существен не только для гидромагнитной диагностики, но и для более корректной интерпретации данных МТЗ земной коры. В 1.3 представлены результаты исследования влияния резонансной структуры поля УНЧ волн на структуру магнитотеллурического поля и кажущиеся импедансы для различных геоэлектрических условий, полученные с помощью разработанной численно-аналитической модели. С другой стороны, данные МТЗ наблюдений, включающие не только магнитные, но и электрические компоненты, могут обогатить набор методов гидромагнитной диагностики околоземного пространства [Гульельми и Гохберг, 1987; Гульельми, 1989; Гульельми и др., 1989; Gugliel'mi, 1989]. Эти методы развиваются в 1.3 и 2.1.
11
Методы наземного мониторинга околоземной плазмы с использованием
гидромагнитных волн
Для исследования плазменных процессов в ближнем космосе МГД волны имеют такое же значение, как сейсмические волны для изучения строения Земли. Однако есть принципиальное отличие в подходах к геофизическому использованию сейсмических и УНЧ волн. В отличие от сейсмологии для геомагнитных пульсаций весьма ориентировочно известны свойства их источников (местонахождение, спектральный состав и т.п.). Тем не менее, как будет показано в
1.2, существует принципиальная возможность использования регистрируемых на земной поверхности геомагнитных пульсаций для гидромагнитной диагностики - определения свойств мапнггосферной и ионосферной плазмы. Физической основой гидромагнитной диагностики является эффект резонансной трансформации МГД волн в магнитосфере. Резонансная частота Л(Ф) определяется для данной геомагнитной силовой линии локальными свойствами распределения магнитосферной плазмы, а добротность МАР - диссипативными свойствами ионосферы и магнитосферы. Таким образом, уверенное выделение резонансных эффектов и наличие надежных методов расчета параметров МАР открывает возможность мониторинга плотности околоземной плазмы и проводимости ионосферы по наземным данным [Троицкая и Гулъелъми, 1969].
Исследования нетривиального эффекта резонансной трансформации МГД колебаний привели к созданию надежно обоснованных наземных методов гидромагнитной диагностики магнитосферы по данным УНЧ волн. При этом, измерения пульсаций оказываются надежным средством наземной диагностики плотности плазмы и на низких широтах, где стандартный метод диагностики с использованием спутников или наблюдений ОНЧ сигналов становится неэффективным. Теоретическое обоснование методов наземного мониторинга магнитосферной плазмы с помощью УНЧ волн дано в 1.4, а в 1.5 описаны результаты специализированных экспериментов по апробации этих методов. Наиболее эффективным образом отстроиться от влияния спектра источника и выделить локальные резонансные особенности удается с помощью либо градиентных методов, основанных на прецезионных измерениях поля пульсаций на малой базе [Баранский и др., 1985,88; Baransky et al, 1985,88], либо поляризационных методов, опирающихся на соотношения между различными магнитными и электрическими компонентами поля волны в данной точке [Баранский и др., 1990; Baransky et al., 1990; Гульельми и др., 1989].
Первые эксперименты по выделению резонансных эффектов были проведены с помощью аналоговых анализаторов спектров [Баранский и др., 1988]. Впервые цифровые методы амплитудного и фазового градиентного анализа были применены к обработке данных градиентных измерений в советско-германском эксперименте 1983 г., результаты которого описаны в 1.5.
Для изучения локальной структуры поля геомагнитных РсЗ пульсаций диапазона на средних широтах ИФЗ РАН и Геологической службой США проводилась серия специализированных экспериментов в Колорадо и Киргизии, описанных в 1.5. В обоих экспериментах синхронная регистрация пульсаций электромагнитного поля Земли велась на сети станций с разносом ~ 100-200 км, расположенных вдоль геомагнитного меридиана. Во время второго эксперимента станции находились в резко неоднородных геоэлектрических условиях, и было не ясно, насколько существенно скажутся геоэлсктрические неоднородности на результатах градиентного метода. Результаты этого эксперимента показали, что после определенной модификации градиентный метод позволяет выделить резонансные эффекты РсЗ-4 пульсаций даже для данных, искаженных влиянием геоэлектричсской неоднородности подстилающих пород. Сравнение градиентных и поляризационных методов для определения собственной частоты силовых линий, ее радиального градиента и ширины резонансной области продемонстрировало применимость этих методов в качестве инструмента гидромагнитной диагностики магнитосферы.
12
В ходе эксперимента СССР-Германия-Италия 1985 г. был апробирован поляризационный метод для определения набора локальных резонансных частот силовых линий, основанный на асимметрии резонансных свойств между различными магнитными компонентами ноля волны в данной точке. Результаты эксперимента, изложенные в 1.5, показали, что даже при автоматическом статистическом оценивании выделяется регулярная структура, состоящая из 4-5 гармоник резонансных частот силовых линий.
Для практического мониторинга вариаций резонансной частоты требовалось разработать несколько взаимоконтролирующих методов ее определения. Был предложен новый метод, описываемый в 1.5, определения частоты МАР, основанный на расчете годографа отношения комплексных спектров сигнала на двух станциях. Экспериментальная апробация метода годографа была проведена по данным меридиональной сети английских станций. Предложенный метод анализа данных наблюдений пульсаций имеет ряд преимуществ по сравнению со стандартным градиентным методом: он позволяет контролировать степень соответствия экспериментальных данных теоретической модели во всем частотном интервале и дает более устойчивые оценки. Кроме того, этот метод дополнительно позволяет по данным измерений в двух точках получить непрерывное распределение резонансных частот и добротностей МАР в конечном интервале широт, выходящем за широту точек наблюдения. В дальнейшем этот метод успешно применялся нами для определения профиля резонансных частот МАР по данным эксперимента BEAR в Скандинавии и сети низкоширотных станций в Японии.
Исследования структуры поля пульсаций на средних и суб-авроральных широтах были продолжены в серии совместных экспериментов, результаты которых описаны в 1.5. Эти работы основаны на данных сети станций, развернутых университетами Нагойи и Кюсю (Япония), ИКФИА, ИКИР, и ИФЗ вдоль геомагнитного меридиана 210, проходящего через Восточную Сибирь, Камчатку, Японию и Австралию. Анализ данных синхронных магнитных наблюдений на сети 210 ММ показал, что спектральный состав РсЗ-4 колебаний на разных широтах может заметно изменяться от одной станции к другой даже на удалении менее 103 км. Для интерпретации данных выработаны основные подходы к задаче гидромагнитной спектроскопии, т.е. идентификации резонансных спектральных пиков УНЧ излучений. Оптимальным образом для гидромагнитной спектроскопии необходимо сочетание станций с малыми (-100-200 км) базами, позволяющими выделить локальные резонансные частоты, и большими (-103 км) базами, необходимыми для определения глобальной структуры УНЧ воли. Предложенную нами методику Vellante et al. [1995] успешно применили для разделения вариаций резонансной частоты и частоты волн солнечного ветра в течение солнечного цикла. Для меридиональной сети 210 ММ выделение резонансных частот однозначным образом удалось провести с помощью новой модификации градиентного метода, использующего данные почти сопряженных станций. Используя экспериментально определенный набор резонансных частот, удалось восстановить характер распределения магнитосферной плазмы, как в радиальном направлении, так и вдоль силовой линии, хорошо согласующийся со спутниковыми результатами.
Как предсказывает наша теоретическая модель, описанная в 1.2, качественно новые особенности МАР начинают проявляться на очень низких геомагнитных широтах (<30°), где значительная часть силовой линии оказывается погруженной в ионосферную плазму с тяжелыми ионами. Численные расчеты предсказывают, что эффект нагружения силовых линий тяжелыми ионосферными ионами должен приводить к резкому ухудшению добротности МАР на низких широтах. Данные цепочки станций 210 ММ, представленные в 1.6, действительно выявили резкое увеличение декремента затухания РсЗ колебаний по мере приближения к экваториальным широтам. Помимо значительного усиления ионосферного затухания, на низких широтах обнаружена аномальная зависимость резонансного периода ГЛ(Ф) - рост с уменьшением широты. Эта особенность хорошо описывается разработанной численной моделью ионосферно-мапштосферного резонатора. Совместный анализ ионосферных и мапштосферных данных, проведенный в 1.6, показывает, что наземные наблюдения
13
геомагнитных пульсаций могут использоваться не только на средних, но и на низких широтах для мониторинга вариаций плотности плазмы в плазмосфере, причем с большей эффективностью, чем стандартный метод ОНЧ свистов.
Однако потенциальные возможности УНЧ волн для мониторинга процессов в околоземном пространстве далеко не исчерпаны и, по существу, “гидромагнитная сейсмология” только зарождается. Качественно новый уровень в геофизических исследованиях произойдет при переходе от использования узкоспециализированных станций (магнитных, сейсмических, ионосферных, метеорологических) к развертыванию единой сети комплексных геофизических обсерваторий и плотной сети автоматических магнитных станций, которые будут способны автономно работать даже в труднодоступных районах. Все более дешевыми и доступными становятся устройства хранения данных большой емкости и спутниковые системы передачи информации. Это позволит в ближайшее время создать глобальные системы мониторинга в реальном времени за “электромагнитным дыханием” Земли и перейти от изучения околоземного космического “климата” к слежению за “космической погодой”.
Глава II. Ионосферное распространение УНЧ волн
Неоднородная по высоте структура ионосферы приводит к возможности канализации в верхней ионосфере УНЧ волн диапазона Pci (~1Гц). В результате, Pci пульсации могут распространяться вдоль ионосферы в ионосферном БМЗ волноводе на расстояния до нескольких тысяч км. Вопрос о возможности существования более низкочастотных (7>10 с) МГД мод, которые могли бы распространяться вдоль ионосферы, оставался открытым. В таком случае, ионосфера уже не является просто пассивным экраном, отражающим волновые процессы в магнитосфере достаточно больших масштабов, а может существенно искажать наземный сигнал за счет возбуждения ионосферных мод падающей альвеновской волной. В этом случае наземные методы гидромапгатной диагностики могут давать искаженные результаты.
В 2.1 рассмотрена эта задача и показано, что при прохождении через ионосферу пространственный резонансный пик смещается вдоль меридиана к полюсу и амплитуднофазовая структура поля искажается. Там же рассмотрено влияние этого эффекта на различные наземные методы определения резонансных магнитосферных частот. Рассмотрение проведено с помощью аналитико-численной модели прохождения альвеновской волны в резонансной области через тонкую ионосферу, описанной в 1.3. Численные расчеты проведены для типичных условий средних и низких широт. Наиболее заметным образом эффекты искажения пространственной структуры поля проявляются для высоких резонансных частот и при высокой проводимости ионосферы. С физической точки зрения, эти эффекты вызваны двумя причинами: (а) возбуждением поверхностной моды, распространяющейся вдоль ионосферы диффузионным образом, и (Ь) конечной проводимостью Земли.
В геофизической литературе в целом нет четкой картины распространения низкочастотных (1 - 100 мГц) МГД возмущений вдоль ионосферы. С одной стороны, ряд авторов [Rostoker, 1965; Webster et al., 1989] полагали, что распространение УНЧ возмущений вдоль ионосферы аналогично распространению электромагнитной волны в проводящей пластине, и тем самым ограничено скин-длиной S?=^2//j0cocp , определяемой педерсеновской проводимостью Ср. С
другой стороны, ряд исследователей [Сорокин и Федорович, 1982; Сорокин, 1987, 88; Сорокин и Ященко, 1988; Сурков, 1997] развивали представления о возможности дальнего ионосферного распространения специфических МГД мод, названных гиротропными волнами, вдоль Е-слоя, где преобладает холловская проводимость сн^>сР. Однако дальнейшие исследования показали, что в реальной ионосфере гиротропные моды на средних и высоких широтах могут распространяться только диффузионным образом [Борисов, 1988; Мазур, 1988]. Вопрос же о возможности распространения этой моды в приэкваториальной ионосфере оставался открытым.
14
Обычно полагается, что все особенности поля УНЧ волн на приэкваториальных широтах связаны с существованием узкой полосы в экваториальной ионосфере с высокой каулинговской проводимостью сгс. Однако, еще Saito [1983], исходя из анализа суточных вариаций
интенсивности РсЗ пульсаций на приэкваториальных широтах, предположил, что экваториальная ионосфера не только пассивно усиливает токи растекания от более высокоширотных источников, но и активно генерирует УНЧ возмущения. Впоследствии, на меридиональных профилях при-экваториальных станций в Японии [Yumoto et al., 1992] и Индии [Rao, 1995] были обнаружены УНЧ сигналы, распространяющиеся от экватора к высоким широтам. Эти экспериментальные факты подводят к гипотезе о том, что флуктуации экваториального электроджета могут возбуждать геомагнитные возмущения, которые затем распространяются вдоль ионосферы. В 2.2 дан строгай анализ задачи о распространении МГД возмущений вдоль ионосферного слоя с малым наклонением геомагнитного поля. Показано, что этих широтах гаротропная волна поверхностного типа может диффузионным образом распространяться на расстояния до ~103 км от экваториального электроджета. Кажущаяся скорость распространения возмущения определяется интегральной каулинговской проводимостью £с. Эта задача завершает построение полной картины возможного
ионосферного распространения МГД волн.
Среди обширного числа УНЧ явлений особое внимание уделяется изучению явлений, связанных с приходом межпланетной ударной волны перед началом магнитной бури - SSC (storm sudden commencement). Импульсное воздействие, каким является SSC, служит удобным зондирующим сигналом для изучения отклика магнитосферы. Несмотря на кажущуюся простоту такого воздействия, комплекс УНЧ волновых явлений, стимулированных ssc, оказывается удивительно многообразным. Скачок динамического давления солнечного ветра может создать в магнитосфере скачкообразное увеличение магнитного поля [Araki et al., 1977], возбудить цуг затухающих колебаний силовой линии (Psc3-5) [Saito and Matsushita, 1967], и даже возбудить глобальные колебания магнитосферной полости [Yumoto et al., 1996]. Известны и более высокочастотные волновые явления, связанные с SSC, такие как всплески Pci излучений IПархомов, 1985]. Поэтому в каждом конкретном событии может наблюдаться довольно сложный отклик на приход межпланетной ударной волны из-за одновременного возбуждения нескольких волновых явлений.
Несмотря на длительную историю исследования SSC, далеко не вес аспекты сопутствующих волновых явлений окончательно установлены. На основе анализа большого числа наблюдений, Araki [1977] предложил феноменологическую модель SSC, согласно которой наблюдаемое магнитное возмущение представляет собой суперпозицию DL компоненты (ступенчатое поджатие геомагнитного поля) и DP компоненты (биполярный импульс). Би-полярная структура, DP, может быть далее разложена на части, соответствующие предварительному обратному импульсу PI и последующему основному импульсу MI. Природа ступенчатого увеличения Н-компоненты геомагнитного поля к настоящему времени надежно идентифицирована как результат глобального поджатня магнитосферы и распространения БМЗ импульса вглубь магнитосферы. В то же время, механизм PI остается невыясненным: в 3.3 будет показано, что ни одна из существующих моделей PI не описывает адекватно это явление.
Расчеты падения БМЗ волны на ионосферу [Ohnishi and Araki, 1992] показали, что индукционный эффект слишком мал, чтобы объяснить наблюдаемую величину PI. В принципе, обратный импульс может быть вызван высыпанием электронов, стимулированным БМЗ возмущением [Wedeken et al., 1986], но зарегистрированные возмущение перед началом SSC, имеют слишком малую амплитуду по сравнению с типичным PI. Заметим, что при спутниковых наблюдениях не наблюдалось никакого возмущения, предшествующего MI [Wilken et al., 1982]. Единственный случай регистрации PI в магнитосфере относится к одновременному наблюдению на низкоорбитальном (~500 км) спутнике MAGS AT [Araki et al., 1982] и на наземной станции. При этом продольная компонента магнитного поля в момент Р1 была не возмущена, что исключает БМЗ волну как возможный источник PI.
15
Резкое возмущение магнитопаузы при подходе межпланетной ударной волны, вызывает возбуждение не только БМЗ, но и альвеновской волны. Nishida [1964] и Татао [1964] предположили, что альвеновский импульс и является причиной Р1 на высоких широтах. Однако вопрос о распространении PI на средние и низкие широты остался открытым. Kikuchi andAraki [1979] предположили, что PI импульс распространяется в виде ТНо моды в волноводе Зсмля-ионосфера. Эта волноводная мода не имеет частоты отсечки, распространяется со скоростью близкой к скорости света, и слабо затухает. Эта модель применялась для интерпретации кажущегося мгновенного распространения PI и получила широкую популярность [Araki et ah, 1985; Kikuchi, 1986].
В 2.3, исходя из теории электромагнитных мод волновода Земля-ионосфера, получено соотношение для возмущения вертикальной компоненты электрического ноля £z, которое показывает, что для типичных PI Ez должно быть не менее градиента атмосферного потенциала (~102-103 В/м). Анализ данных специализированного эксперимента по синхронной регистрации вариаций геомагнитного поля и атмосферного электричества с хорошим временным разрешением не обнаружил возмущений Ez с величиной более первых В/м в момент PI, что опровергает теорию PI как ТНо моды. По нашему мнению, кажущаяся сверх-альвеновская скорость распространения сигнала между магнитными станциями может быть связана с рефракцией фронта МГД возмущения в неоднородной магнитосфере, приводящей к тому, что фронт может оказаться почти параллелен ионосфере [Namikawa et al., 1964].
Глава III. УНЧ волны в области проекции пограничных слоев магнитосферы
Высокие геомагнитные широты имеют особое значение для космической геофизики. В силу особенностей топологии околоземного магнитного поля именно эти широты геомагнитно сопряжены с пограничными областями магнитосферы, где происходят основные процессы взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли. Эго взаимодействие имеет нестационарный и турбулентный характер. Существование естественных МГД резонаторов и волноводов в околоземной плазме приводит к квазипериодическому отклику на внешнее воздействие, поэтому УНЧ волны на высоких широтах оказываются индикатором такого взаимодействия.
Однако наиболее интересные для изучения солнечно-земных связей области из-за тяжелых климатических условий до недавнего времени были труднодоступны для регулярных геофизических наблюдений. Только в последнее время благодаря созданию надежных геофизических станций и систем сбора информации, способных работать в автономном режиме в условиях Арктики и Антарктики, стали доступны данные геомагнитных наблюдений на очень высоких широтах. Наши исследования выявили новые специфические типы УНЧ волн и шумов и позволили установить механимы их генерации [Pilipenko and Engebretson, 2002; Pilipenko et al., 2004; Engebretson et al., 2006].
Область внутри овала полярных сияний, так называемая полярная шапка, до последнего времени не рассматривалась как возможный объект для поиска УНЧ волн из-за невозможности альвеновских резонансов на разомкнутых силовых линиях геомагнитного поля. Однако анализ антарктических данных привел к обнаружению новых типов иррегулярных УНЧ волн в полярной шапке, названных Picap3 [Yagova et al., 2002,04]. Генерация этих пульсаций, по-видимому, связана с процессами в в области хвоста магнитосферы и активизируется в подготовительную фазу суббури [Yagova et al., 2000].
На высоких широтах также наблюдается интенсивная волновая активность диапазона РсЗ-4 (10 - 100 мГц). Пульсации этого частотного диапазона - наиболее распространенный тип УНЧ волн в околоземном пространстве, которые можно наблюдать на средних широтах практически каждые сутки в дневное время. Считается, что их первичным источником является турбулентная область перед магнитосферной отошедшей ударной волной (форшок), которая образуется из-за ионно-циклотронной неустойчивости протонов, отражающихся от фронта отошедшей ударной волны [Russell and Farris, 1995; Гульельми и Троицкая, 1973; Kovner et al,
16
1976]. Согласно теории ионно-циклотронной неустойчивости, условия возникновения и основная частота пульсаций определяются величиной и ориентацией ММП. Соотношение между частотой волны и величиной ММП, полученное элементарной комбинацией резонансного условия и дисперсионного уравнения, дает соотношение y(mHz) = g£(nT), где коэффициент g=5.8 mHz/nT [Russell and Hoppe, 1981; Гульельми, 1988]. Турбулентность генерируется преимущественно в области квазипараллельного фронта ударной волны, где конусный угол 0 между нормалью к ударному фронту и ММП мал. При этом условии область квазипараллельной ударной волны и отраженные от фронта протоны солнечного ветра почти целиком покрывают дневную сторону магнитосферы. Широкополосные возмущения, проникающие в магнитосферу из форшока через турбулентный магнитослой (magnetosheath) посредством пока неустановленного механизма, могут возбуждать альвсиовскис колебания силовых линий [Yumoto, 1985]. Эта резонансная трансформация действует, как показано в гл.1, как природный полосовой фильтр, который и дает на выходе узкополосные сигналы, регистрируемые на Земле.
В области проекции дневного каспа происходит значительное увеличение интенсивности УНЧ активности в широком диапазоне частот [Большакова и Троицкая, 1984; Olson, 1986; Ponomarenko et al., 2002]. Строго говоря, высокоширотная околополуденная волновая активность приурочена не именно к каспу, а к ионосферной проекции дневных пограничных слоев магнитосферы, т.к. более точно идентифицировать положение источника УНЧ пульсаций еще не удалось. В дальнейшем для краткости касп мы будем понимать в обобщенном смысле -как проекцию дневных пограничных слоев.
Наиболее значительное усиление по сравнению с фоновым уровнем на широтах каспа происходит в диапазоне РсЗ (20-100 мГц) [Lepidi et al., 1996]. В номинальном РсЗ диапазоне наблюдаются несколько типов пульсаций: длительные широкополосные шумовые излучения Pil [Боровкова и др., 1995], и узкополосные волновые пакеты РсЗ [Engebretson et al., 1986а]. По-видимому, такое разнообразие наблюдаемых типов УНЧ активности обусловлено действием нескольких механизмов генерации в одном частотном диапазоне в области проекции каспа. Одновременные магнитные, риометрические и авроральные наблюдения показали, что широкополосные Pi 1 излучения тесно связаны с высыпающимися электронами в области каспа и вызваны флуктуациями их потоков [Engebretson et al., 1986b,90,91]. Следует заметить, что природа взаимосвязей между УНЧ активностью и осциллирующими потоками частиц окончательно не выяснена. Квази-периодические вариации интенсивности частиц могут быть вызваны внутренними свойствами динамики частиц и возникать спонтанно, при этом магнитные колебания будут вызваны модулированными вариациями ионосферной проводимости. С другой стороны, внешние УНЧ волны могут модулировать потоки частиц. Источником таких внешних УНЧ волн в области каспа могут быть турбулентные МГД шумы из магнитослоя, проникающие в магнитосферу [Engebretson et al., 1989,91а].
Наличие узкополосных РсЗ сигналов на широтах каспа подразумевает наличие некого естественного механизма частотной фильтрации и усиления внешних шумов в этой области. Такие сигналы не могут быть результатом прямого проникновения турбулентности магнитослоя области в ионосферу, поскольку гидромагнитные флуктуации вниз по отошедшей ударной волны имеют шумовой спектр без выраженных спектральных пиков вблизи РсЗ-4 частот [Engebretson et al, 1991b; Lin et al, 1991; Le and Russell, 1994]. Как известно, на средних широтах узкополосная спектральная структура РсЗ пульсаций образуется благодаря резонансным свойствам МАР. Однако, на широтах каспа этот резонатор вряд ли может оказаться столь же эффективным. Замкнутые силовые линии вблизи экваториальной границы каспа имеют фундаментальный период порядка 7V-5-10 мин, т.о. РсЗ пульсации должны были быть гармониками стоячих альвеновских колебаний с номерами п = ТА/Т?с}-10-20.
Возбуждение таких гармоник в реальной диссипативной магнитосфере представляется маловероятным. Отсутствие сопряженности пульсаций диапазона РсЗ в районе дневного каспа также привело Wolf et al [1990] к выводу, что эти колебания не связаны с возбуждением резонансов силовых линий. Кроме того, магнитозвуковые возмущения проникающие в
17
магнитосферу из переходной области в районе полярного каспа не могут распространяться вглубь магнитосферы: моделирование траекторий БМЗ волн РсЗ диапазона в реалистичной модели магнитосферной плазмы [Zhang et al., 1993] показало, что эти волны оказываются запертыми в районе высокоширотного каспа.
В 3.1 предложена альтернативная гипотеза о механизме естественной узко-полосной фильтрации в области высокоширотного каспа (входных слоев). Гидромапштные турбулентные шумы из магнитослоя имеют возможность проникать через магнитопаузу и накапливаться в области геомагнитной воронки (касп), где магнитное поле резко ослаблено. Предположено, что в этой области широкополосный БМЗ шум может трансформироваться в направляемые бегущие альвеновские волны, убегающие вдоль силовых линий к магнитосфере. Эта трансформация имеет резонансный характер, что и обуславливает появление РсЗ волн с узким спектром вблизи геомагнитной проекции каспа. Теоретическая модель в 3.1 описывает генерацию бегущих альвеновских волн внешним БМЗ возмущением в двумерно-неоднородной плазме. Область трансформации с пониженной альвеновской скоростью представляет собой, с одной стороны - волновод для БМЗ возмущений, а с другой - резонатор с полупрозрачными зеркалами для альвеновских волн. Трансформация наиболее эффективна в резонансном случае, когда частота БМЗ моды близка к локальной частоте альвеновского резонатора в каспе. Много-инструментальиые наблюдения в области проекции каспа [Matsuoka et al., 2002] показали, что разработанная модель наилучшим образом из всех предложенных механизмов интерпретирует селективное усиление турбулентности в РсЗ диапазоне. Несмотря на общий источник генерации, высокоширотные пульсации диапазона РсЗ и среднеширотные РсЗ пульсации обусловлены разными физическими механизмами.
Существование РсЗ-4 пульсаций на более высоких широтах, в области полярной шапки, было обнаружено в наших работах [Чугунова и др., 2004,06]. Помимо пульсаций в околополуденные часы в районе, соответствующем, предположительно, дневным пограничным слоям магнитосферы, РсЗ-4 пульсации были обнаружены в ранние утренние часы в областях, соответствующих плазменной мантии и долям магнитного хвоста. Эти колебания различаются морфологическими свойствами, что связано, на наш взгляд, с разными каналами проникновения турбулентности солнечного ветра в высокоширотную ионосферу: через дневные пограничные слои и через мантию/доли хвоста. Квазимонохроматические пульсации в полярной шапке не могут быть проинтерпретированы в рамках стандартной теории магнитосферных резонансов, поэтому нами была разработана теория резонансной конверсии МГД волн на незамкнутых силовых линиях в продольно-неоднородной гиротропной (со/С1. *0) плазме, получившая подтверждение при наблюдениях БМЗ волн над полярной
шапкой на Cluster и на полярных Антарктических станциях [Pilipenko etal., 2006].
Вариации геомагнитного поля с характерными квази-периодами порядка нескольких десятков мин лежат на границе между УНЧ колебаниями и конвективными возмущениями. По-видимому, по этой причине эти периодические вариации в течение долгого времени исследовались независимо в электродинамике ионосферы и в физике УНЧ волн. Распространяющиеся к полюсу квази-периодические возмущения, регистрируемые наземными магнитометрами преимущественно в Н и Z компонентах, называют "poleward progressing ionospheric convection disturbances". Эти явления тесно связаны с вариациями By компоненты ММП и интерпретируются как проявления движущейся к полюсу DPY токовой системы, которая усиливается благодаря процессам пересосдинения на дневной магнитопаузе [Clauer et al., 1995; Stauning, 1995]. Предполагалось, что DPY токовая система ориентирована в направлении восток-запад с характерными размерами по долготе ~3 часов и -11° по широте, и поддерживается полотнами продольного тока на полюсной и экваториальной “стенках" каспа [Papitashvili et al., 1995]. Однако нестационарные волновые аспекты этих возмущений не рассматривались. Магнитные колебания сопровождаются распространяющимися к полюсу авроральными активизациями, усилением риометричсского поглощения, и конвекцией ионосферной плазмы.
18
С другой стороны, в УНЧ сообществе эти квази-псриодические возмущения рассматриваются как очеиь-длинно-периодные пульсации (VLP - very long period), наиболее низкочастотная часть спектра УНЧ колебаний в земной магнитосфере. По данным аналоговых магнитограмм Гренландских станций максимальная интенсивность VLP пульсаций наблюдалась в дневные часы на широтах 75.0°-77.5° [Большакова и др., 1987,88,89; Клейменова и др., 1986; Куражковская., 1990]. VLP довольно редкое явление, в среднем наблюдается около 2 событий в месяц. Поскольку VLP наблюдались преимущественно при Bz<0 и Ву>0, было высказано предположение, что эти колебания вызваны флуктуациями DPY токовой системы и стимулируются процессами перссосдинения.
Даже из этого краткого сопоставления свойств VLP пульсаций и “poleward progressing ionospheric disturbances”, видно, что обе группы исследователей фактически независимо исследовали одно и тоже явление. Чтобы классифицировать это явление в рамках существующей номенклатуры УНЧ пульсаций, в 3.2 предложено именовать их как Pdpy6 пульсации. Предложенная классификация отражает тот факт, что периоды этих возмущений лежат выше Рс5 диапазона, а сами колебания связаны с интенсификацией DPY токовой системы на широтах каспа. В 3.2 детально проанализировано одно из типичных событий типа Pdpy6, и показано, что его интерпретация как движущегося к полюсу осциллирующего ионосферного тока недостаточна для адекватного описания пространственных и временных свойств наземных вариаций. Построена новая модель, учитывающая волновой перенос возмущений из приэкваториальной магнитосферы в ионосферу. Показано, что Рсоруб 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 пересоединенис геомагнитного и межпланетного полей, малые квазипериодические вариации ММП с амплитудами ~10 нТ стимулируют наземные возмущения на полтора порядка большей амплитуды (-400 нТ). Построена численная модель расширяющегося к полюсу азимутального ионосферного холловского тока, возбуждаемого нестационарными продольными токами с запаздыванием, хорошо согласующаяся с наблюдаемой амплитудно-фазовую структурой наземного поля Pdpy6 колебаний.
В космической плазме повсеместно встречаются МГД волноводы, образуемые областями с повышенной плотностью плазмы. Такие волноводы способны накапливать и удерживать волновую энергию гидромагнитных возмущений. Слой плотной плазмы существует в экваториальной плоскости магнитосфер планет-гигантов (Сатурн, Юпитер) [Khurana and Kivelson, 1989; Cramm et al., 1988]. Одним из характерных образований, в котором возможно распространение волноводных гидромагнитных волн, является плазменный слой хвоста магнитосферы Земли. Информацию о процессах накопления волновой энергии в околоземных МГД волноводах можно получить при дистанционных наблюдениях на земной поверхности или на спутниках благодаря конверсии захваченных в волновод мод в альвеновские волны, распространяющиеся без геометрического рассеяния на значительные расстояния вдоль магнитных силовых линий. Однако, в этом случае уже нельзя воспользоваться одномерной моделью трансформации, значительно упрощающей теоретическое рассмотрение. В 3.1 рассмотрена конверсия БМЗ волн в волноводе в альвеновские на плавных неоднородностях плазмы, когда применимо приближение ВКБ. В 3.3 изучается трансформация БМЗ волн в альвеновские при резком изменении параметров волновода в направлении его оси. Такой резкий скачок альвеновской скорости существует на внутренней кромке плазменного слоя. Согласно разработанному сценарию, возмущения из дальнего хвоста сначала распространяются к Земле в плазменном слое - волноводе для БМЗ возмущений, а затем частично трансформируются на его внутренней кромке 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.
19
Глава IV. Волновые резонансные структуры в области аврорального ускорения частиц
С общефизической точки зрения мапштосферная суббуря представляет собой глобальную неустойчивость, приводящую к перестройке геомагнитного поля и глобальной токовой системы в ночной магнитосфере, с замыканием части продольных токов через ионосферу. Начало суббури является переходом этой глобальной неустойчивости во взрывную фазу с положительной ионосферной обратной связью, проявляющуюся возбуждением импульсных Pi2 пульсаций [Olson, 1999]. Неотъемлемым элементом суббури и авроральной активности на высоких широтах являются излучения типа Pi 1, включающие всплески широкополосных PilB пульсаций, являющихся по существу тонкой структурой Pi2, и регулярные шумовые излучения Pi 1C. Спектр PilB простирается от диапазона Pi2 до частот ~ Гц, при этом частоты -0.2-0.3 Гц оказываются подчеркнутыми [Amoldy et al., 1998]. Тесная связь между Pil пульсациями, уярчением полярных сияний, и усилением ионосферных токов указывает, что механизм генерации этих излучений должен быть связан с областью высыпания авроральных электронов. Сопоставление спутниковых наблюдений с наземными [Arthur and McPherron, 1980] позволило заключить, что эти колебания генерируются в верхней ионосфере.
В дневной высокоширотной магнитосфере характерными локализованными возмущениями являются конвекционные холловские вихри в ионосфере (travelling convection vortices, TCV), проявляющиеся на магнитных записях как магнитные импульсные события (MIE). M1E/TCV являются реакцией магнитосферы на резкие неоднородности и скачки давления в солнечном ветре [Kivelson and Southwood, 1991; Glassmeier and Heppner, 1992], импульсное пересоединение на магнитопаузе FTE (flux transfer events) [Lanzerotti et al., 1986,90,92], плазменные полости [Murr and Hughes, 2003]. По-видимому, существует определенная иерархия возможных ионосферных вихрей разных пространственно-временных масштабов, наиболее типичные из которых имеют по магнитным данным масштабы порядка нескольких сотен км, длительность ~3-10 мин, и амплитуды ~102 нТ. TCV/MIE могут наблюдаться не только в виде изолированных импульсов, но и их серии [Olson, 1986; Большакова и Троицкая, 1982], которые примыкают к квази-периодическим вариациям в области каспа: 1PCL пульсациям (~5-15 мин) [Troitskaya, 1985]. Наблюдения показали, что в большинстве случаев эти низкочастотные возмущения, также как и Pi2, сопровождаются высокочастотными всплесками в диапазоне периодов 3-20 сек, которые были идентифицированы как Pci [Arnoldy et al, 1988], PilB [Клайн и др., 1992], или даже РсЗ [Ягод кин а и Воробьев, 1994; Yagodkina and Vorob'ev, 1997].
Интенсификация продольных токов, как правило, связано с усилением шумовых УНЧ излучений в диапазоне 0.05-1 Гц (Pil/Pcl). В 4.1 рассмотрены два явления, в которых проявляются эти эффекты: всплески PilB в момент брейкапа, и всплески Рс1-2 связанные с TCV. Известны и другие связи подобного рода между продольными токами и излучениями. Так появление иррегулярных PilC в утренне-ночном секторе аврорального овала, и дневных Pci С в околополуденные часы на широтах каспа, связано с продольными токами, вытекающими из ионосферы [Engebretson et al., 1990; Боровкова и др., 1992]. Таким образом, несмотря на внешнее различие наблюдавшихся пульсаций разными исследователями, как в дневном каспе, так в ночной авроральной области, наблюдения показывают наличие общего физического эффекта: локализованные магнитные возмущения, обусловленные интенсивными продольными токами, обладают тонкой волновой структурой - всплеском высокочастотных колебаний. Конкретные физические механизмы этой связи еще не выяснены.
Плотности магнитосфсрных продольных токов могут достигать величин, достаточных для возбуждения плазменных неустойчивостей [Kindel and Kennel, 1971; Fredricks et al., 1973, Keskinen and Ossakow, 1983; Kintner and Seyler, 1985]. Это, в свою очередь, приводит к появлению аномальной проводимости и аномального продольного электрического поля ,
ускорению и высыпанию частиц, возмущению ионосферных токов и геомагнитного поля. Однако, в рамках такого сценария остается непонятным механизм формирования магнитных
20
флуктуаций в ограниченной частотной полосе Pil/Pcl. Возможный механизм формирования таких флуктуаций может быть вызван спонтанной генерацией квази-периодических вариаций ускоренных частиц в результате перехода режима с аномальным сопротивлением в осцилляторную фазу, и рассмотрен в 4.1. Показано, что эволюция ионно-звуковой неустойчивости приводит к квази-периодическим осцилляциям вблизи уровня насыщения. Соответствующие вариации су* и £j[ приводят к пульсирующему высыпанию электронов и
генерации магнитных шумов в Pi 1 диапазоне. Предложенный механизм дает естественное объяснение наблюдаемому взаимосвязи между локализованными магнитными возмущениями (например, при суббуревых активизациях или TCV), электронными высыпаниями и всплесками высокочастотных УНЧ шумов [Воробьев и др., 1993; Mende et al., 1990].
В бесстолкновительной тепловой плазме на авроральных широтах широко распространенное представление об эквипотенциальности геомагнитных силовых линий могут нарушаться. Значительное нерезиститвное падение потециала вдоль силовых линий может создаваться пробочным механизмом (mirror forces) или двойными слоями [Falthammer, 1977]. Пробочный механизм обуславливает появление продольного электрического поля £(| за счет разницы
питч-угловых распределений электронов и ионов квази-нейтральной плазмы. В кинетической теории удается рассчитать самосогласованное стационарную функцию распределения с распределением потенциала <D(s) и продольного тока у, [Knight, 1973; Janhunen, 1999].
Падение потенциала вдоль силовых линий АФ = Фт - Ф| между экваториальной магнитосферой и ионосферой может достигать значений еДФ-ДДу/Яо), где Т - энергия частиц, a BJBq -пробочное отношение. В общем случае, jt является функционалом от Ф(б), т.е. j\ =у(Ф(я))
(рис.ВЗ). Однако в широком диапазоне значений потенциала для плазмы в магнитной ловушке оказывается справедливым линейное нелокальное соотношение между вытекающим из ионосферы током и падением потенциала
АФ -Qjt или у„ = К ДФ
Продольную проводимость силовой трубки К ~1/Q можно оценить как К - Ne2 /muе [Borovsky, 1993]. В продольно-неоднородном магнитном поле это соотношение должно еще содержать коэффициент (BQ/BE) - отношение величии магнитного поля на уровне AAR и на уровне
ионосферы. Хотя ряд концептуальных проблем продольных электрических полей остается не до конца невыясненным, линеаризованное соотношение широко используется в физике авроральной плазмы [Vogt and Haerendel, 1998; Kinney et al., 1999]. Наблюдения на ракетах и спутниках над авроральными дугами и WTS показывают что линеаризованное соотношение Knight оказывается справедливым даже для очень высоких значений падения потенциала (1-102 кВ) и температур в начале суббурь [Weimer et al, 1987; Lu et al, 1991; Olsson et al, 1996]. Наличие линейной вольт-амперной характеристики ничего не говорит о природе скачка потенциала (пробочный механизм - один из них), а только о его влиянии на высыпающиеся электроны.
Расчеты и измерения показывают, что падение потенциала сконцентрировано в узком по высоте слое, названном областью аврорального ускорения (AAR) [Vogt and Haerendel, 1998]. Важной особенностью системы магнитосфера-ионосфера на авроральных широтах является наличие области ускорения авроральных частиц (auroral acceleration region - AAR) -локализованной по высоте области со значительным падением электрического потенциала вдоль силовых линий. AAR ответственна за ускорение электронов, приводящее к возбуждению аврорального свечения.
При выводе само-согласованной вольт-амперной характеристики для плазмы в зеркальной ловушке (формула Knight) неявно предполагалось, что распределение тока и потенциала в AAR существенно не меняется за времена пролета электронов через AAR, tj -(Iq/Vc ~0.1 с (для 10-keV электронов), и возврата отраженных от ионосферы электронов в AAR t2 - 2dR/Ve ~ 1 с. Временные вариации AAR можно полагать квази-стационарными, если
21
T » Max{/,,f2} as 2dя(2еАФIm)'1'2 Для низкочастотных геомагнитных пульсаций (РсЗ-5 и Pi2) это условие заведомо выполняется, но даже и в высокочастотном диапазоне (Pi 1), при частотах сопоставимых с собственными частотами авроральнон полости, это условие справедливо для потенциала превышающего 70В. Кроме того, на этих временах не нарушается адиабатичность движения авроральных электронов, переносящих продольный ток. Таким образом, использование вольт-ампериой характеристики в виде нелокального закона Ома допустимо при рассмотрении взаимодействия альвеновских волн с AAR.
По существу, возникновение продольной разности потенциала является кинетическим эффектом [Антонова и Тверской, 1976; Nakamura, 2000], и его корректное описание в рамках МГД приближения, строго говоря, невозможно [Falthammer, 1977]. В гл.4 мы будем использовать гибридный подход, полагая, что в рамках МГД приближения внутри AAR на МГД временах существует нелокальная вольт-амперная характеристика между вытекающим из ионосферы током у, и падением потенциала
ДФ, вытекающая из кинетического рассмотрения.
Ширина резонансного пика в пространственном распределении пульсаций РсЗ-5 и Pi2 определяется доминирующим механизмом диссипации альвеновских волн в системе магнитосфсра-ионосфера. Обычно в качестве такого механизма, ограничивающего рост и сужение резонансного пика, рассматривают джоулеву диссипацию в ионосфере и дисперсионные эффекты. В 4.2 рассмотрен новый механизм диссипации альвеновских колебаний, обусловленный наличием локализованного продольного падения потенциала в плазме, находящейся в магнитной ловушке. В соответствии с результатами спутниковых наблюдений учтено, что падение потенциала преимущественно локализовано в узкой по сравнению с длиной волны области AAR. Результаты этого рассмотрения показывают, что механизм затухания в AAR может преобладать над ионосферной диссипацией и дисперсионным выносом колебаний при достаточно больших, но реальных, величинах продольного падения потенциала. Таким образом, наземные методы мониторинга ширины резонанса, представленные в 1.4, могут быть в принципе использованы для оценки величины продольных электрических полей в авроралыюй магнитосфере.
В 4.3 будет показано, что AAR может эффективно отражать и поглощать мелкомасштабные альвсновские волны [Vogt and Haerendel, 1998]. В результате, между нижней кромкой AAR и Е-слоем ионосферы может образоваться резонатор для альвеновских волн, в дальнейшем для краткости называемый RAAR (AAR-associated Resonator). RAAR 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. Эти особенности не могли быть интерпретированы на основании модели стандартного ионосферного альвеновского резонатора (ИАР), который может формироваться в верхней ионосфере за счет частичного отражения альвеновских волн от резкого градиента альвеновской скорости на высотах ~103 км, и имеет характерные частоты ~ 1 Гц [Поляков и Раппопорт, 1981; Lysak, 1988; Беляев и др., 1989; Pokhotelov et al., 2000]. Динамический спектральный анализ данных наземных магнитометров выявил наличие тонкой спектральной структуры Pil излучений в частотном диапазоне, предсказываемом моделью. В верхней ионосфере на спутниках наблюдается большое число мелкомасштабных электромагнитных структур [Volokitin and Dubinin, 1989; Chaston et al., 1999; Chmyrev et al., 1988; Louam et al., 1994; Stasiewicz and Potemra, 1998]. Эти мелкомасштабные возмущения обычно идентифицируются как альвеновские структуры [Stasiewicz et al., 2000]. Модель RAAR позволяет понять, почему
вз
22