Характеристики распределения частиц в области каспа, внешней области кольцевого тока и ближнем плазменном слое магнитосферы Земли

• Автор: Кирпичев, Игорь Петрович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2007
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 119 с. : ил.

Содержание работы
Актуальность и практическая значимость работы
Новизна работы
Глава 1. Краткое описание и интеркалибровка приборов
1.1 Особенности работы приборов КОРАЛЛ, ДОК-2 и СКА-2 на 19 спутнике ИНТЕРБОЛ/Хвостовой зонд
1.2 Восстановление полных ионных дифференциальных спектров 22 ионов
1.3 Интеркалибровка детекторов КОРАЛЛа
1.4 Интеркалибровка приборов КОРАЛЛ и ДОК-2
1.5 Моделирование движения заряженных частиц
Глава 2. Структура потоков частиц в полярном каспе
2.1 Структура магнитного поля и траектории частиц в области 30 полярного каспа
2.2 Характеристики потоков низкоэнергичных ионов во внешнем 35 каспе
2.3 Частицы высоких энергий в области каспа
Глава 3. Характерные особенности дифференциальных спектров
протонов и давления плазмы в области перехода от дипольных к вытянутым в хвост магнитным силовым линиям (ОПДВ)
3.1 Переходная область от дипольных к вытянутым в хвост 54 магнитным силовым линиям
3.2 Динамика спектров в области ОПДВ
3.2.1 Событие 13 ноября 1995 года
3.2.2 Событие 17 ноября 1995 года
3.2.3 Ионные дифференциальные спектры в области ОПДВ
3.2.4 Измеряемые спектры частиц и каппа-распределение
3.3 Расчет радиальных профилей давления и оценка величины 82 плотности поперечных токов
3.3.1 События 13 октября 1995 г и 13 марта 1996 г
3.3.2 Расчет давления и сравнение с моделью Цыганенко и

Мукаи-2003
3.3.3 Оценка величины плотности поперечных токов в
предположении магнитостатического равновесия Заключение
Основные положения, выносимые на защиту
Список публикаций по теме диссертации
Список литературы

Магнитосфера Земли- образуется при взаимодействии потока сверхзвукового и сверхальвеновского солнечного ветра с магнитным полем Земли. В результате образуется полость, заполненная частицами солнечного ветра и ионосферы Земли. В процессе обтекания при больших числах Маха и Маха-Альвена на геоцентрических расстояниях ~10 - 15 Дн (где Яе - радиус Земли) от центра Земли в направлении на Солнце образуется головная ударная волна. За ударной волной солнечный ветер термализуется, его частицы снижают скорости до дозвуковых и огибают магнитосферу, образуя плазму магнитослоя. В магнитослое наблюдаются большие флуктуации магнитного поля и потока плазмы. Внутри магнитосферы магнитное поле имеет, в основном, регулярный характер. Граница, разделяющая магнитослой и магнитосферу, получила название магнитопаузы.
Топологические особенности магнитных силовых линий и траектории движения энергичных частиц позволяют выделить четыре основных характерных области магнитосферы: “сердцевина”, область квазизахвата, “хвост”и касп.
В “сердцевине” магнитосферы магнитное поле определяется главным образом собственным магнитным полем Земли и хорошо аппроксимируется дипольной зависимостью до ~5 - 6 Яе от центра Земли. В “сердцевине” магнитосферы энергичные частицы движутся по замкнутым траекториям вокруг Земли, формируя радиационные пояса и кольцевой ток. Холодная плазма ионосферного происхождения в “сердцевине” магнитосферы формирует плазмосферу, ограниченную плазмопаузой.
В области квазизахвата на геоцентрических расстояниях от ~6 Яе до ~10 Яе силовые линии магнитного поля сжаты в дневные часы и вытянуты в антисолнечном направлении в ночные часы. Энергичные частицы с большими питч-углами в данной области в процессе магнитного дрейфа могут пересекать магнитопаузу и выходить в магнитослой. Частицы с малыми питч-углами продолжают быть захваченными магнитным полем магнитосферы. В отличие от

каспа вплоть до ударной волны. Результаты изучения формы спектров подтверждают выводы работы [Chang et ah, 1998] о возможности ускорения на ударной волне. Однако, сравнение суммарной интенсивности частиц с энергией в диапазоне 100 - 600 кэВ с временным ходом интенсивности
высокоэнергичных протонов (1-3 МэВ) указывает на то, что высокоэнергичные протоны нельзя полностью описать как “хвосты” распределения средне-энергичной плазмы. Их поведение отличается от поведения частиц с меньшими энергиями. Интенсивные потоки высокоэнергичных частиц, регистрируемых телескопами СКА-2, наблюдаются в виде ‘островков’ не только в области внешнего каспа, но также присутствуют в магнитослое. Сравнение показаний телескопа, ориентированного под 45° к направлению на Солнце (черная кривая на рис. 2.3.3а и б), и 135° - телескопа (серая кривая) позволяет сделать вывод о том, что потоки высокоэнергичных частиц направлены от Солнца. К сожалению нельзя проводить анализ затухания/усиления интенсивности вдоль траектории спутника, т.к. она не совпадает с силовой линией магнитного поля, и все вариации могут быть проявлениями как пространственных, так и временных неоднородностей.
Следует отметить, что регистрируемые потоки высокоэнергичных протонов, видимо, не являются результатом высокоширотной регистрации захваченных частиц радиационных поясов (с экваториальным минимумом магнитного поля), т.к. эти области довольно далеко пространственно разнесены (на расстояние ~3Re). Также в данной области одновременно регистрируется популяция плазмы с характеристиками магнитослоя, что является одним из признаков каспа. Т.е. они могут иметь свою собственную природу.
Из анализа волновой активности, определяемой по магнитному полю (рис. 2.3.5), можно сделать вывод о том, что высокий уровень турбулентности присутствует как в области внешнего каспа, так и в области магнитослоя (увеличение спектральной плотности энергии на частотах 0,008 - 0,08 Гц). В работах [Chen et ah, 1997, 1998, 1999; Chen and Fritz, 1998; Fritz and Chen, 1999] предполагается, что увеличение потоков энергичных частиц связано с высоким уровнем наблюдаемой турбулентности. Однако механизм ускорения не был предложен. В то же время в работе Chang et al. [1998] указывалось, что плотность энергии регистрируемых волн не превышает 10% от плотности энергии плазмы. Поэтому трудно предположить, что полная энергия частиц