Spatial structure of Pc5 waves in the outer magnetosphere according to observations onboard the THEMIS satellites

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2013, том 51, № 3, с. 1–12

1

1. ВВЕДЕНИЕ

Магнитосфера Земли представляет собой ги�гантский естественный резонатор, колебания кото�рого поддерживаются его непрерывным взаимо�действием с потоком солнечного ветра. Наличие та�кого природного магнитогидродинамического(МГД) резонатора приводит к формированию уз�кополосных ультранизкочастотных (УНЧ илиULF) сигналов c периодами от десятков сек до де�сятка мин в околоземной среде. Фундаменталь�ная мода магнитосферного резонатора имеет ча�стоты порядка первых мГц (диапазон Рс5 по гео�физической классификации) и является одним изнаиболее мощных природных электромагнитныхволновых процессов. В этом частотном диапазоненаблюдаются волновые явления, возбуждаемыеразными физическими механизмами [1]. Нерав�новесность околоземной среды, приводящая ксамовозбуждению колебаний, может формиро�ваться двояким образом: либо в результате обте�кания магнитосферных флангов высокоскорост�ным потоком плазмы солнечного ветра, либовследствие инжекции энергичных частиц в маг�нитосферу.

В первом случае МГД колебания границы маг�нитосферы возбуждаются за счет неустойчивостиКельвина–Гельмгольца сдвигового течения плаз�мы солнечного ветра. Затем МГД возмущения из

внешних областей в процессе распространениявглубь магнитосферы трансформируются в альве�новские колебания силовых линий. Наиболее за�метно процесс трансформации колебаний прояв�ляется на геомагнитной широте Φ, где частотавнешнего источника совпадает с локальной ча�стотой магнитосферного альвеновского резона�тора, образуемого силовыми линиями геомагнит�ного поля и ограниченного сопряженными ионо�сферами. Такой механизм распространения итрансформации колебаний эффективен длякрупномасштабных в азимутальном направленииальвеновских волн (т.н. тороидальная мода, в ко�торой силовые линии осциллируют преимуще�ственно в азимутальном направлении), т.е. возму�щений c малыми азимутальными волновыми чис�лами m ~ 1–3. Крупномасштабные тороидальныеальвеновские колебания проникают до поверхно�сти Земли, где регистрируются наземными маг�нитометрами.

Во втором случае неравновесные распределе�ния энергичных частиц в магнитосфере, подобноинверсной заселенности в мазере, могут стимули�ровать возбуждение узкополосных Рс5 колебаний[2]. Колебания этого типа имеютбольшие азиму�тальные волновые числа m 1, полоидальную по�ляризацию (силовые линии колеблются в мери�диональном направлении), и в значительной сте�пени экранируются ионосферой от наземных

�

ПРОСТРАНСТВЕННАЯ СТРУКТУРА РС5 ВОЛН ВО ВНЕШНЕЙ МАГНИТОСФЕРЕ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ НА СПУТНИКАХ THEMIS

© 2013 г. К. А. Меликян1, 2, В. А. Пилипенко1, 3, О. В. Козырева1, 3

1Институт физики Земли РАН, г. Москва 2 Национальный исследовательский ядерный университет “МИФИ”, г.Москва

3Институт космических исследований РАН, г. Москва[email protected]

Поступила в редакцию 20.07.2011 г.

Проанализированы колебания диапазона Рс5, зарегистрированные во внешней области вечернеймагнитосферы на 5 спутниках THEMIS, когда все аппараты двигались с небольшим разносом по од�ной орбите. Определены градиенты пространственной структуры колебаний и потоков энергичныхпротонов. Наблюдаемые фазовые сдвиги поля колебаний между аппаратами предположительно вы�званы их распространением в солнечном (западном) направлении с азимутальными волновымичислами m ~ 30–60. По данным детекторов частиц определена неравновесность распределения про�тонов: немонотонность распределения по энергии и резкая пространственная неоднородность.Рассчитанные параметры плазмы и колебаний не согласуются с предположением о дрейфово�зер�кальной неустойчивости как источнике колебаний. Полная теория этих волн должна включать эф�фекты конечного ларморовского радиуса и одновременное наличие двух типов неравновесностиплазмы.

DOI: 10.7868/S0023420613030060

УДК 550.385.37

ПРОВЕРЕНО КОРРЕКТОРОМ.

Материал отправлен на согласование

2

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ том 51 № 3 2013

МЕЛИКЯН и др.

магнитометров. Мелкомасштабные полоидаль�ные колебания, названные буревыми (storm�time)Рс5 пульсациями, возбуждаются протонамикольцевого тока в вечернем секторе магнитосфе�ры и являются неотъемлемым элементом восста�новительной фазы магнитной бури [3].

В то время как наблюдаемая наземными маг�нитометрами и ионосферными радарами про�странственная структура тороидальных Рс5 коле�баний хорошо изучена и адекватно описываетсярезонансной теорией [4], то для полоидальных ко�лебаний радиальная пространственная структураизвестна плохо из�за невозможности наблюдать ихна наземных сетях магнитометров. Поэтому суще�ствующие представления о такой структуре ограни�чиваются теоретическими моделями [5].

Низкочастотные колебания могут самопроиз�вольно возбуждаться в результате двух типов не�равновесности горячей компоненты плазмы:1) резкой неоднородности плотности энергичныхчастиц (дрейфовая неустойчивость), развиваю�щейся, когда частота собственных колебаний ста�новится ниже ларморовской частоты плазмы ω << = (m/LRE)u(ρ/a), где ρ и u – ларморовскийрадиус и тепловая скорость частиц, a – характер�ный масштаб неоднородности горячей плазмы. Кнастоящему времени существует развитая теориядрейфовых неустойчивостей, возбуждающих вол�ны с большими азимутальными волновыми числа�ми в неоднородной горячей плазме [6]; 2) диспер�сии дрейфа инжектированных в магнитосферу ча�стиц по энергии E, их функция распределения F(E)приобретает немонотонный характер (bump�on�tail), т.е. возникает интервал энергий, где∂F(E)/∂E > 0. Такое распределение тоже можетбыть источником свободной энергии для само�произвольной раскачки колебаний [7]. Напри�мер, полоидальные Рс5 колебания, зарегистриро�ванные ионосферным радаром [8], сопровожда�лись появлением в магнитосфере немонотонногораспределения протонов с пиком на Е ~ 10 кэВ.Хотя для отдельных событий удалось выявить ме�ханизм возбуждения полоидальных Рс5 колеба�ний, какой из механизмов является преобладаю�щим в различных магнитосферных условиях, таки не выяснено.

Характерные частоты разных типов Рс5 коле�баний определяются, в основном, глобальнымипараметрами магнитосферного альвеновскогорезонатора и примерно одинаковы, но различие вмеханизмах их возбуждения должно проявлятьсяв различии между поперечной структурой, поля�ризацией и азимутальной скоростью. Многоспут�никовый проект THEMIS оказался хорошим ин�струментом для изучения УНЧ волн и для тестиро�вания существующих моделей распространения итрансформации МГД колебаний в околоземнойсреде. В начальной фазе проекта в 2007 г. орбиты

*ω

THEMIS соответствовали конфигурации “жемчу�жин на нитке”. Такую конфигурацию можно ис�пользовать для измерения градиентов магнито�сферных электромагнитных полей и потоков ча�стиц. Эти возможности были использованы в [9]для определения фазовых скоростей буревых Рс5пульсаций. Используя метод минимальной вари�ации и кросс�корреляционный анализ, было об�наружено, что буревые Рс5 пульсации в вечернемсекторе в области от 8 RE до магнитопаузы рас�пространяются в среднем в солнечном (запад�ном) направлении со скоростями вдоль орбиты~30 км/с. Из анализа свойств зарегистрирован�ных колебаний авторы сделали вывод, что коле�бания возбуждаются в результате дрейфово�зер�кальной неустойчивости.

В данной работе мы детально рассмотрим про�странственную амплитудно�фазовую структуру Рс5колебаний во внешней магнитосфере по даннымTHEMIS, используя иную технику анализа. В ре�зультате сопоставления градиентов поля и потоковчастиц со свойствами колебаний мы пришли к дру�гому выводу о механизме их возбуждения.

2. ДАННЫЕ ПРОЕКТА THEMIS

THEMIS – космический проект, ориентиро�ванный на решение проблемы механизма суббу�ри, состоит из 5 зондов (А–Е). Каждый зонд осна�щен идентичной аппаратурой для регистрации свысоким разрешением вариаций магнитного по�ля, потоков частиц различных энергий, электри�ческого поля, и электромагнитных излученийразных диапазонов. Этот уникальный по объемунаблюдений эксперимент дает возможность ис�следовать не только специфические проблемы,относящиеся к механизмам суббури, но и широ�кий круг других явлений в околоземной плазме.Нами использовались данные следующих экспе�риментов:

– магнитометра(FGM), который позволяетизмерять магнитное поле с точностью до 0.01 нТли дискретизацией около 3.4 с;

– детектора частиц низких энергий ESA(1 эВ–25 кэВ) и детектора частиц высоких энергий SST(25 кэВ–6 МэВ).

Нами анализировались спутниковые данные вначальной фазе проектаTHEMIS в 2007 г., когдаорбиты соответствовали конфигурации “жемчу�жин на нитке”. Такая конфигурация существова�ла в течение ограниченного времени на началь�ной стадии проекта, когда некоторые из экспери�ментов, (например, измерения электрическогополя EFI)еще не вышли на рабочий режим.


ПРОСТРАНСТВЕННАЯ СТРУКТУРА РС5 ВОЛН ВО ВНЕШНЕЙ МАГНИТОСФЕРЕ 3

3. СОБЫТИЕ 5.IV.2007

Рассмотрим данные наблюдений УНЧ волн запериод 00.00–12.00 UT5.IV.2007 (день 095), соот�ветствующий восстановительной фазе умеренноймагнитной бури. Магнитная буря началась1.IV.2007, в основной ее фазе Dst индекс достигал–70 нТл, а авроральный АЕ индекс ~900 нТл (рис. 1).Скорость солнечного ветра постепенно нарасталаи к 02.04 достигла ~650 км/с. К 5.IV космическаяпогода стала более спокойной: |Dst| не превышал~20нТл, АЕ ~ 200 нТл, при этом плотность сол�нечного ветра флуктуировала от 2 до 3.5 см–3, егоскорость медленно падала от 450 до 410 км/с, акомпонента Bz межпланетного магнитного поля

флуктуировала около нулевых значений. Несмот�ря на свою умеренную величину, эта буря привелак значительному увеличению потока релятивист�ких (Е > 2 МэВ) электронов на геостационарнойорбите: по данным GOES/12 потоки возросли на3 порядка.

В рассматриваемый период все зонды двига�лись по нисходящей траектории вблизи эквато�риальной плоскости магнитосферы около вечер�него меридиана в следующем порядке: C, затемтройка близких аппаратов D–B–A, и затем Е (рис. 2).Для тройки D–B–A разнос по L�координате со�ставил ΔL ~ 0.2–0.3, а по геомагнитной долготеΔΛ ~ 1–2° (рис. 3).

2

0

–2

–4

–6

6.IV5.IV4.IV2.IV1.IV31.III

4

3.IV

Bz,

нТ

л

20

15

10

5

25

Np,

см

–3

550

450400350

600

V,

км

/с 500

800

400

200

1000

АЕ

, н

Тл

600

0

–40Dst,

нТ

л

–20

–60

Рис. 1. Параметры космической погоды в период магнитной бури 31.III.2007 (день 91)–6.IV.2007 (день 96). Момент по�явления исследуемых колебаний отмечен темным прямоугольником.

4



В период 00–12 UT наблюдалась интенсивнаяволновая активность в низкочастотном Рс5–6диапазоне. С 00 до 06 UT наблюдались иррегуляр�ные низкочастотные вариации в диапазоне Рс4–6(не показано). Затем, с 06 до 11 UT были зареги�стрированы два интервала с интенсивными ква�зи�монохроматическими колебаниями (рис. 4).Мы рассмотрим подробно структуру и поляриза�ционные особенности именно этих колебаний.Из�за пробелов в данных FGM не удается устано�вить, существовали ли Рс5 колебания данного ти�па в предшествующие дни.

На аппарате С, ушедшем вглубь магнитосферыдо L ~ 4, в этот период колебания едва заметны(рис. 4, верхняя панель), поэтому данные С ис�ключим из рассмотрения. Также эти колебания непроявились в данных геостационарных спутни�ков GOES/10, /11, /12. На аппарате Е на L ~ 14 втот же период времени наблюдаются менее регу�лярные и более низкочастотные колебания, чемквази�монохроматические колебания на L ~ 10–12 (D–B–A). На близких аппаратах D–B–A коле�бания внешне подобны друг другу, поэтому нарис. 4 приведены магнитограммы только одногоиз них.

В системе координат, ориентированной по те�кущему магнитному полю B (field�alignedsystem –FAS), на аппаратах D–B–A амплитуды попереч�ных компонент колебаний в ~3 раза меньше про�дольной (compressional) компоненты: B⊥ ~ 2 нТл,B|| ~ 6 нТл. Динамический спектр колебаний назондах С, В, Е в FAS координатах (не показан) вы�

деляет как в продольной, так и в поперечных ком�понентах, на самом внешнем аппарате Е харак�терную частоту ~2 мГц, а на внутренних аппаратахD–В–A частоту ~4 мГц. Тенденции к закономер�ному изменению частоты или соотношения меж�ду компонентами по мере смещения спутниковвглубь магнитосферы не наблюдается.

Геомагнитная проекция аппаратов D–B–A по�сле 06 UT проходила вдоль арктического побере�жья России. На станции KTN сети CPMN, нахо�дившейся в вечернем секторе, наблюдалисьфлуктуации с временами порядка несколькихмин, нескоррелированныес наблюдаемыми наспутниках Рс5 пульсациями (не показано).

4. ПРОСТРАНСТВЕННАЯ СТРУКТУРА ПОЛЯ ВОЛНЫ

Анализ данных близких аппаратов D–B–Aпозволяет определить локальную пространствен�но�временную структуру волн и потоков частиц.Детальное сопоставление магнитограмм (рис. 5)показывает наличие регулярного временного за�паздывания между аппаратами Δt ~ 1 мин по всемкомпонентам. Кажущееся направление распро�странения колебаний D → B → A направлено кгранице магнитосферы в радиальном направле�нии или к Солнцу в азимутальном направлении.

Кросс�корреляция магнитных компонент вFAS системе координат между аппаратами в пе�риод 09.20–10.20 UT дает следующие значения:между парой D–B для компоненты Bx Δt = 80–90 c,

0

2

4

6

8

10

12

14

–5 –100510

YG

SM

, R

E

XGSM, RE

ZG

SM

, R

E

12

6

0

9

3

–3

–6

–9

–12

Магнитопауза

THC

THD

THA

THB

THE

Рис. 2. Траектории аппаратов C, D, B, A, Е за период 06.00–12.00 UT 5.IV.2007 (день 095).



для By Δt = 70–90 c, и для Bz Δt = 100 c, при коэф�фициентах кросс�корреляции R ~ 0.5–0.7; междупарой B–А для всех компонент Δt = 30–40 c приR ~ 0.8–0.9. Таким образом, запаздывание по раз�ным магнитным компонентам оказывается при�мерно одинаковым. Расстояние между спутника�ми в данный период составляло: A–B = 0.3RE,B–D = 0.2RE. Таким образом, кажущаяся скоростьвозмущения составляет: между A–B ~ 50 км/с, имежду D–B ~ 40 км/с. Эта скорость много боль�ше, чем скорость самих аппаратов, поэтому на�блюдаемое временное запаздывание не можетбыть связано с их последовательным прохожде�нием через область пространства, заполненнуюколебаниями.

Для оценки амплитудно�фазовой структурыколебаний мы также применили метод аналити�ческого сигнала (АС) [10]. Для исследуемого вре�менного ряда Xr(t) рассчитывалось преобразова�ние Гильберта Xi(t), а затем для полученногоАСX(t) = Xr + Xi, находилась мгновенная амплиту�да B(t) и фаза φ(t) по известным формулам. Нарис. 6а представлены отфильтрованные в полосе4–5 мГц колебания по поперечной компонентеBy, зарегистрированные на паре В–А, текущаяразность фаз Δφ = φ(A) – φ(B) и разность ампли�туд ΔB = B(A) – B(B). Во время первого всплескаколебаний, когда спутники находились на L ~ 13.5,амплитуда на внутреннем аппарате была больше,чем на внешнем ΔB > 0, во время второго всплескана L ~ 12 это соотношение изменилось на обрат�ное. При этом разность фаз все время выдержива�лась примерно постоянной: ~30° во время перво�го всплеска, и ~60° во время второго. Знак этойразности фаз указывает на распространение отвнутреннего аппарата D к внешнему А. Для про�дольной компоненты B|| во время первого всплес�ка Рс5 колебаний Δφ ~ 50°, и во время второгоΔφ ~ 80° (рис. 6б). Знак ΔB также оказывается раз�ный для первого (ΔB > 0) и второго (ΔB < 0)всплеска. Таким образом, фазовые задержки,определенные как по кросс�корреляционным со�отношениям, так и по методу АС, оказываютсяпримерно одинаковыми как для продольной, таки для поперечных компонент.

5. СОПОСТАВЛЕНИЕ ДИНАМИКИГЕОМАГНИТНЫХ ВОЛН

И ЧАСТИЦ

Данные по частицам нами рассматривались сдвух точек зрения. Во�первых, энергичные про�тоны с Е ~ десятков кэВ могут быть непосред�ственным источником Рс5 колебаний. Наиболееэффективно возбуждение колебаний частицами врезонансном случае, когда частоты магнитногодрейфа ωd и осцилляций вдоль силовой линии ωb

связаны с частотами волн резонансным условием.

Во�вторых, Рс5 волны могли вызвать периодиче�скую ω – mωd – kωb = 0 модуляцию потоков частиц.

Общая динамика потоков энергичных ионов(от ~20 до ~100 кэВ) по данным SST показана нарис. 7. Видно несколько инжекций: в ~07.20 UT,совпадающая с началом суббури на сети CARISMA,и в ~08.40 UT. Сопоставление временной эволю�ции интенсивности потоков разных энергий вданных SST показывает наличие дисперсии вре�мени прихода частиц в точку наблюдения поэнергии, по�видимому, обусловленной магнит�ным дрейфом. Каждая инжекция, особенно в~08.40 UT, предшествовала появлению длитель�ных квази�монохроматических Рс5 пульсаций.

Сопоставление квазипериодических вариацийпотоков ионов с энергией E = 31 кэВ по даннымESAдля интервала 09.20–10.30 UTна разных ап�паратах (рис. 8) показывает опережение на зондеВ по сравнению с А. Таким образом, периодиче�ская волна вариаций потока протонов распро�страняется в ту же сторону, что и возмущения гео�магнитного поля. Кросс�корреляция потоков ча�стиц на В и А для того же интервала времени (непоказана) дает сдвиг по времени ~30 с при R ~ 0.3, чтосоответствует скорости распространения ~50 км/с.Эти значения совпадают с тем, что получается помагнитным данным. При этом получающийся

15

14

13

12

11

10

125120115110105

A

B

D

06

08

10

12

0606

0808

1010

1212

Λ

L

Рис. 3. Траектории тройки аппаратов D, B, A в L–Λкоординатах.

6



сдвиг по времени от энергии не зависит. По�ви�димому, периодические осцилляции потоков ча�стиц вызваны их модуляцией распространяю�щейся УНЧ волной.

Сопоставление вариаций потоков ионов J вэнергетических каналах десятки кэВ с вариаци�ями продольной магнитной компоненты B|| навсех аппаратах THEMIS показывает, что коле�бания магнитного поля и плазмы противофаз�ны (рис. 8). Глубина модуляции магнитного по�ля и потоков частиц оказывается примерноодинаковой ΔB||/B ~ 0.3, ΔJ/J ~ 0.4.

6. О ПРИРОДЕ ПРОСТРАНСТВЕННОЙ СТРУКТУРЫ КОЛЕБАНИЙ

Изменение разности амплитуд ΔB между аппа�ратами по мере их смещения вглубь магнитосфе�ры может свидетельствовать о прохождении черезмаксимум в радиальном распределении колеба�ний.

Временной сдвиг между сигналами на разныхаппаратах может быть вызван разными причина�ми: радиальным распространением, проявлениемв фазовой структуре поля резонансных эффектов,или азимутальным распространением по долготе.

Теоретические модели, например [5], предска�зывают, что поперечно�мелкомасштабные альве�новские волны должны распространяться как поазимуту, так и поперек магнитных оболочек, отполоидальной резонансной поверхности к торои�дальной с характерной радиальной скоростью Vr ~

~ где ΔωA = – – расщепление спек�

тра собственных колебаний. При типичных значе�ниях в магнитосфере ΔωA/ωA ~ 0.1, VA ~ 103 км/с, дляколебаний с m ~ 50 имеем скорость поперечногоперемещения Vr ~ 1 км/с, что существенно мень�ше зарегистрированных значений. Таким обра�зом, предсказанное радиальное распространение,даже если оно и существует, не является опреде�ляющим для наблюдаемых временных задержек.

,A A

A

V

m

Δω

ω

( )TAω

( )PAω

15

10

5

0

–5

1109080706 10

E

Bz

Bx

By

15

10

5

0

–5

B

Bz

Bx

By

20

–10

4

2

0

–2

–4

BzBx

Bx,

By,

Bz,

нТ

л

UT

C

Рис. 4. Волновая активность Bx, By, Bz в период 06–11 UT на аппаратах С, B, Е. Для аппарата С вычтено фоновое маг�нитное поле скользящим средним.



Резонансный отклик магнитосферы, связан�ный с возбуждением альвеновских колебаний,должен вызывать резкое изменение хода ампли�туды и фазы пульсаций при переходе через резо�нансную оболочку. При этом должна наблюдать�ся самосогласованная картина фазовых и ампли�тудных градиентов спектральной плотности по L.Если предположить, что m ~ 1, а фазовые сдвигиобусловлены только резонансными эффектами вструктуре поля волны, то наблюдаемое направле�ние к периферии магнитосферы кажущейся фа�зовой скорости характерно для резонанснойструктуры в магнитосфере [11]. Однако, резо�нансная структура обычно наблюдается у торои�дальных альвеновских колебаний, в которых про�дольная компонента магнитного поля мала, даже

в горячей плазме. Кроме того, резонансные эф�фекты должны быть хорошо выражены толькодля поперечной азимутальной компоненты, и го�раздо слабее – в радиальной и продольной ком�понентах магнитного поля волны. Результаты женаблюдений показывают, что фазовые сдвигипримерно одинаковы для всех компонент. Поэто�му вклад резонансных эффектов, если он и есть,не является определяющим.

При азимутальном распространении набегΔφ ~ 30°–60° на разности долгот ΔΛ ~ 1° соответ�ствует значениям азимутального числа m = Δφ/ΔΛ ~~ 30–60. Азимутальная скорость распростране�ния колебаний при временном сдвиге Δt ~ 30 c со�

Рис. 5. Сопоставление магнитограмм с аппаратов D, B, A в период 09–10 UT 5.IV.2007 для компонент Bx, By, B||.

19

18

15

14

13

09.56

20

B||,

нТ

л 17

16

09.4809.4009.3209.2409.1609.0809.00

UT

1.0

0.5

–0.5

–1.0

–1.5

1.5

By,

нТ

л

0

1.0

0.5

–0.5

–1.0

–1.5

1.5

Bx,

нТ

л

0

D

B

A

8



ставляет VΦ = ~ 40 км/с при L = 12.

Столь большие m и соответственно малые VΦ ха�рактерны для буревых Рс5 колебаний, возбуждае�мых энергичными протонами [12]. Хотя можетиметь место наложение нескольких эффектов,мы полагаем, также как и [9], что основной вкладв наблюдаемую фазовую структуру колебанийвносят эффекты азимутального распростране�ния. Косвенным подтверждением малых азиму�тальных масштабов рассмотренных колебаний

E2 LR

t

π ΔΛ

Δ

служит отсутствие наземного отклика в областигеомагнитно�сопряженной THEMIS.

По всей совокупности свойств зарегистриро�ванные колебания следует отнести к буревым Pc5пульсациям, появляющимся на восстановитель�ной фазе магнитных бурь, когда плотность энер�гичных частиц еще достаточно велика. В пользуэтого предположения говорят малые поперечныемасштабы колебаний, наличие большой компо�ненты сжатия магнитного поля B||, противофаз�ность осцилляций давления плазмы и магнитного

0.2

–0.1

–0.2

12

ΔB

, н

Тл

0.1

0

111009080706

UT

–100

Δϕ

, гр

ад

100

0

–1.0

0.5

0

–0.5

1.0

–1.0

By,

нТ

л

0.5

0

–0.5

1.0

(a)

Рис. 6. Разность амплитуд ΔB = B(A)–B(B) и фаз Δφ = φ(A) – φ(B) колебаний магнитного поля между аппаратами В иА в полосе частот 4–5 мГц за период 06–12 UT, оцененная методом АС.



давления. Полоидальные альвеновские колеба�ния в плазме конечного давления, находящейся вкриволинейном магнитном поле, неизбежно за�цеплены с медленными магнитозвуковыми(ММЗ) колебаниями. Это зацепление приводит кпоявлению конечной B|| компоненты, даже еслиальвеновская и магнитозвуковая скорости сильноразнятся. Поэтому полоидальные колебания на�зывают также сжимаемой альвеновской модой[13] или баллонной модой [14]. Существует такжевозможность возбуждения в магнитосфернойплазме конечного давления ММЗ моды [15]. Од�

нако для этой моды продольная компонентадолжна быть намного больше, чем поперечныекомпоненты B||/B⊥ 1, что не согласуется с на�блюдаемым соотношением B||/B⊥ ~ 2–3. Такимобразом, мы полагаем, что зарегистрированныебуревые полоидальные Рс5 пульсации, являютсябаллонной модой, т.е. зацепленными альвенов�скими и ММЗ колебаниями.

�

0.6

–0.4–0.6

12

ΔB

, н

Тл

0.4

0

111009080706

UT

–100

Δϕ

, гр

ад

100

0

–2

1

0

–1

2

B||,

нТ

л

(б)

–0.8

–0.2

0.2

3

–3

–2

1

0

–1

2

3

–3

Рис. 6. Продолжение.

10



7. МЕХАНИЗМЫ НЕРАВНОВЕСНОСТИ ПЛАЗМЫ

В данном событии от главной фазы магнитнойбури прошло 4 дня, и для того, чтобы оценить на�сколько велики потоки энергичных протонов вданной области необходимо проанализироватьданные бортовых детекторов частиц ESA�SST.Чтобы оценить роль дрейфовых эффектов в воз�буждении колебаний необходимо знать характер�ный поперечный масштаб неоднородности горя�чей плазмы a, который можно оценить следую�щим образом

(1)

где Δ⟨J⟩ – разница усредненных значений пото�ков энергичных протонов на спутниках, разне�сенных на расстояние ΔR = REΔL.

Дипольное магнитное поле вблизи вершинысиловой линии на удалениях L = 12 должно со�ставлять ~18 нТл. Близость этой оценки к наблюда�емой величине магнитосферного поля B ~ 15 нТлговорит о том, что поле не очень сильно отлича�лось от дипольного. В относительно слабом маг�нитном поле внешней магнитосферы ~20нТл лар�

1 ,JPa

P R J x−

Δ∂= ≅

∂ Δ

6 · 105

2 · 105

0

12.00

J, с

м–

2 с–

1 ср–

1

4 · 105

11.0010.0009.0008.0007.0006.00 UT

12

8B

||, н

Т

10

14161820

B

31 кэВ42 кэВ54 кэВ68 кэВ96 кэВ

SST

Рис. 7. Общая динамика потоков ионов разных энергий.

1 · 106

6 · 105

4 · 105

10.24

J, с

м–

2 с–

1 ср–

1

8 · 105

10.1210.0009.4809.3609.24 UT

16

12

B||,

нТ

14

18

20

AB

Рис. 8. Сопоставление вариаций продольной компоненты магнитного поля (верхняя панель) и потоков протонов сE ~ 25 кэВ в период 09.24–10.36 UT.



моровский радиус протонов c E = 10 кэВ ρI ~ 700 км.При этом ρi оказывается одного порядка с азиму�тальной длиной волны. Действительно, азиму�тальное волновое число ky = m/LRE при m = 30 иL = 12 составляет ky ~ 4 ⋅ 10–7 м–1, таким образом,параметр kyρi имеет конечное значение ~0.3.

Сопоставление усредненных значений пото�ков протонов с Е = 10 кэВ на близких аппаратах Аи В по соотношению (1) дает для характерногоразмера неоднородности горячей компонентыплазмы в период появления Рс5 колебаний (07–11 UT) значения a ~ 2.5 ± 0.5RE, при этом потокиспадают к периферии магнитосферы. При тепло�вой скорости протонов ui ~ 2.5 ⋅ 103 км/с и ρi/a ~~ 0.04 ларморовская скорость плазмы составляет

≅ ui(ρi/a) ~ 100 км/с. Таким образом, для рас�

сматриваемых колебаний с ω = 2.5 ⋅ 10–3 с–1 вы�полняется условие ω ≤ что означает, что воз�буждение колебаний может быть вызвано дрей�фовой неустойчивостью неоднородной горячейплазмы. Для спадающего к периферии магнито�сферы давления, ∂P/∂R < 0 (внешняя кромкакольцевого тока), скорость ларморовского дрей�фа V* = ω*/k действительно должна быть направ�лена на запад.

Анализ ESA 3D функций распределения ионовпо скоростям не показывает сколь�нибудь четковыраженной анизотропии ионов (не показано).Вид функции распределения по энергии можнооценить как F(E) ∝ J(E)/E. Расчеты, с использо�

*V

,*ω

ванием данных ESA (рис. 9), показывают, чтофункция F(E) зачастую оказывается немонотон�ной и имеет пик при Е ~ 7 кэВ. Такое немонотон�ное распределение по энергии может являться ис�точником свободной энергии для неустойчиво�сти, возбуждающей наблюдаемые волны. Однакооднозначная связь между появлением пика вэнергетическом распределении и началом коле�баний не видна, скорее наоборот, видна тенден�ция к “выполаживанию” спектра F(E) при интен�сификации колебаний.

В качестве механизма возбуждения полои�дальных Рс5 колебаний часто привлекается дрей�фово�зеркальная неустойчивость [9, 16]. Источ�ником свободной энергии для этой неустойчиво�сти является анизотропия горячей компонентыплазмы, которая при превышении порога не�устойчивости снижает частоту этой моды нижеларморовской частоты плазмы, что в соответ�ствии с общими принципами дрейфовых не�устойчивостей и приводит к возбуждению коле�баний [13]. Азимутальная скорость возбуждаемыхколебаний должна быть направлена противопо�ложно скорости ларморовского дрейфа, а именноω/ky ~ –V*/2. На утреннем фланге со спадающимк периферии магнитосферы давлением предска�зываемое распространения колебаний направле�но к Солнцу (на восток). Именно такое направле�ние распространения было зарегистрировано наTHEMIS/Aдля длиннопериодных (11–36 мин)колебаний c m ~ 20–80 [16]. В рассмотренном намисобытии в вечернем секторе со спадающим к пери�

22

20

18

16

14

12.0011.3011.0010.3010.0009.3009.00 UT

150

0

200

100

103

50

F

104102 103 104102 103 104102 Е, эВ

B||,

нТ

л

Рис. 9. Набор функций распределения F(E) с часовым усреднением (в относительных единицах), рассчитанных по ин�тенсивности потоков протонов в диапазоне энергий 1–25 кэВ (ESA) на аппарате В (верхняя панель).

12



ферии давлением плазмы, азимутальная скоростьвозбуждаемых колебаний должна быть направленана восток, что противоречит наблюдаемым фазо�вым сдвигам между спутниками D–B–A. Таким об�разом, в отличие от [9, 16], для рассмотренного со�бытия дрейфово�зеркальная неустойчивость не мо�жет быть источником колебаний.

Существующие теории возбуждения низкоча�стотных колебаний при дрейфовой неустойчиво�сти успешно применялись для интерпретацииприроды колебаний, наблюдаемых в районе гео�стационарной орбиты[2, 6, 13]. Описанное в ра�боте событие было зарегистрировано во внешнеймагнитосфере, существенно вне геостационар�ной орбиты. Конечные значения kyρi указываютна то, что кинетические эффекты существенныдля зарегистрированных колебаний, напримердля резонансного взаимодействия с частицамиираскачки неустойчивости, появления конечногопродольного электрического поля, и др. Какой изнаблюдаемых типов неравновесности магнито�сферной плазмы – резкие пространственные гра�диенты, немонотонность распределения по энер�гии, или их сочетание, играют основную роль ввозбуждении буревых Рс5 колебаний – остаетсяневыясненным.

ВЫВОДЫ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ

На спутниках THEMIS зарегистрированы ква�зи�монохроматические Рс5 колебания в вечернемсекторе магнитосферы далеко за геостационар�ной орбитой (L ~ 12–14). Предположительно, этипульсации являются полоидальными колебания�ми с m ~ 30–60 (баллонная мода), которые гене�рируются инжектированными в магнитосферуэнергичными протонами. Градиентные измере�ния показывают, что необходимые для возбужде�ния низкочастотных неустойчивостей условиякак ω < ω*, так и ∂F/∂E > 0, выполняются в периоднаблюдения колебаний. Полная теория этихволн, описывающая не только структуру, но и ме�ханизм возбуждения колебаний, должна вклю�чать эффекты конечного ларморовского радиуса.

Работа поддержана грантом РФФИ12�05�98522 (ВП, ОК) и программой № 22 фундамен�тальных исследований Президиума РАН (КМ).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Пилипенко В.А. Ультранизкочастотные волны вкосмосе и на Земле // Очерки геофизических ис�следований. М.: ИФЗ РАН, 2003. С. 216–228.

2. Pilipenko V.A. ULF waves on the ground and in space //J. Atmospheric Terrestrial Physics. 1990. V. 52. № 12.P. 1193–1209.

3. Woch J., Kremser G., Korth A. A comprehensive investi�gation of compressional ULF waves observed in the ringcurrent // J. Geophys. Res. 1990. V. 95. P. 15113–15132.

4. Walker A.D.M., Greenwald R.A., Stuart W.F., GreenC.A. Resonance region of a Pc5 micropulsation exam�ined by a dual auroral radar system // Nature. 1978.V. 273 P. 646.

5. Климушкин Д.Ю. Пространственная структура ази�мутально�мелкомасштабных гидромагнитныхволн в аксиально�симметричной магнитосфере сконечным давлением плазмы //Физика плазмы.1997. Т. 23. № 10. С. 931–944.

6. Похотелов О.А., Незлина Ю.М., Пилипенко В.А.Дрейфово�анизотропная неустойчивость кольце�вого тока // ДАН СССР. 1986. Т. 289. № 2. С. 332–335.

7. Hughes W.J., Southwood D.J., Mauk B.H. et al. Alfvenwaves generated by an inverted plasma energy distribu�tion // Nature. 1978. V. 275. P. 43.

8. Baddeley L.J., Yeoman T.K., Wright D.M. et al. On thecoupling between unstable magnetospheric particlepopulations and resonant high m ULF wave signaturesin the ionosphere // Ann. Geophys. 2005. V. 23. P. 567–577.

9. Constantinescu O.D., Glassmeier K./H., Plaschke F.et al. THEMIS observations of duskside compressionalPc5 waves // J. Geophys. Res. 2009. V. 114. A00C25.doi:10.1029/2008JA013519.

10. Вайнштейн О.A., Вакман Д.Е. Разделение частот втеории колебаний и волн. М.: Наука, 1983.

11. Kurchashov Yu.P., Nikomarov Ya.S., Pilipenko V.A.,Best A. Field�line resonance effects in a local meridion�al structure of mid�latitude geomagnetic pulsations //Annales Geophys. 1987. V. 5. P. 147–154.

12. Walker A.D.M., Greenwald R.A., Korth A., Kremser G.STARE and GEOS�2 observations of a storm time Pc5ULF pulsation // J. Geophys. Res. 1982. V. 87. P. 9135.

13. Pokhotelov O.A., Pilipenko V.A., NezlinaYu.M. et al. Ex�citation of high�beta plasma instabilities at the geosta�tionary orbit: Theory and observations // PlanetarySpace Sci. 1986. V. 34. P.695–712.

14. ПарновскийА.С., Черемных О.К. Спектр баллонныхвозмущений с произвольной поляризацией вовнутренней магнитосфере Земли // Космическаянаука и технология. 2006. V. 12. C. 49.

15. Leonovich A.S., Kozlov D.A., Pilipenko V.A. Slow mag�netosonic resonance in a dipole�like magnetosphere //Ann. Geophys. 2006. V. 24. Р. 2277–2289.

16. Korotova G.I., Sibeck D.G., Kondratovich V. et al. THE�MIS observations of compressional pulsations in thedawn�side magnetosphere: a case study // Ann. Geo�phys. 2009. V. 27. Р. 3725–3735.

Documents

Spatial structure of Pc5 waves in the outer magnetosphere according to observations onboard the THEMIS satellites