Магнитосфера помнит о межпланетном источнике магнитной бури

6 Окт 2014

Зависимость между межпланетным источником магнитной бури и тем, как магнитосфера Земли возбуждается и восстанавливается после её начала, обнаружила группа исследователей ИКИ РАН под руководством Юрия Ермолаева. Результаты работы приняты к публикации в Journal of Geophysical Research, серия Space Physics.

Состояние земной магнитосферы определяется двумя конкурирующими процессами: поступлением энергии из солнечного ветра и ее релаксацией (перераспределением) внутри магнитосферы. Когда темп накачки энергии превышает скорость ее «спокойной» релаксации, магнитосфера переходит в возмущенное состояние. Если накопленная энергия превысит некоторый порог, происходит возбуждение магнитной бури на Земле. Периоды накачки энергии и ее релаксации во время бурь принято называть, соответственно, главной и восстановительной фазами магнитной бури. Главная фаза в среднем составляет около 7 часов, а фаза восстановления может длиться до 5 суток.

Прямые космические измерения в 70-е годы прошлого столетия показали, что ключевым параметром, «открывающим» магнитосферу для поступления энергии, является южная компонента межпланетного магнитного поля (ММП, это, фактически, поток солнечного ветра с «вмороженным» в него магнитным полем).

Южная компонента направлена перпендикулярно плоскости эклиптики, но она не всегда есть в ММП. Если же по каким-то причинам она появилась, то в подсолнечной точке земной магнитосферы сталкиваются два противоположно направленных магнитных поля: набегающего солнечного ветра ММП и магнитосферы. При такой конфигурации полей происходит эрозия земного поля, так что вещество и энергия солнечного ветра проникают внутрь магнитосферы (см. рис. 1).

В спокойном солнечном ветре никакой перпендикулярной компоненты ММП нет, и магнитосфера «закрыта» для энергии солнечного ветра. Только возмущенные типы течений солнечного ветра могут содержать перпендикулярную (в том числе и южную) компоненту ММП и быть геоэффективными — то есть «размыкать» магнитосферу и начинать магнитные бури. Такие течения образуются в результате двух сценариев:

(1) Быстрые течения солнечного ветра из корональных дыр на Солнце догоняют в межпланетном пространстве медленные течения и взаимодействуют с ними. В результате может образоваться область сжатия, в которой плазма сжимается, становится турбулентной и отклоняется от направления первоначального движения. В ней может образоваться достаточно большая и продолжительная южная компонента ММП, чтобы генерировать магнитную бурю. Так как корональные дыры существуют на Солнце несколько месяцев, то такие области сжатия могут наблюдаться несколько раз с периодичностью, равной периоду оборота Солнца — около 27 дней (т.е. являться реккурентными). Такие области сжатия получили в англоязычной литературе общепринятое название «corotating interaction region» или сокращенно CIR.

(2) Другой сценарий связан с выбросами корональной массы (английский термин — coronal mass ejection или CME). Сам выброс представляет собой жгут скрученных магнитных силовых линий и на орбите Земли образует магнитное облако (magnetic cloud, MC), которое при определенной ориентации своей оси может содержать южную компоненту ММП. Кроме того СМЕ часто движутся в межпланетной среде с достаточно большой скоростью, чтобы образовывать перед собой области сжатия подобные CIR, однако в этом случае такие области принято обозначать как Sheath.

Уже в нынешнем столетии эксперименты показали, что на главной, или первой, фазе бури магнитосфера по-разному реагирует на поступление энергии из солнечного ветра в зависимости от типа межпланетного источника. Сотрудники ИКИ РАН в ряде публикаций разрабатывают гипотезу, что источник бури влияет и на то, как магнитосфера восстанавливается после начала бури.

В статье, недавно принятой к публикации в JGR, сотрудники группы Юрия Ермолаева, заведующего лабораторией изучения солнечного ветра ИКИ РАН, показали, что для магнитных бурь, генерированных областями сжатия CIR и Sheath, длительности главной и восстановительной фаз бури антикоррелируют. Или, иными словами, чем короче главная фаза, тем длиннее фаза восстановления, и наоборот. А для магнитных бурь, генерированных магнитными облаками (МС), какой-либо зависимости между длительностями обеих фаз обнаружено не было.

Этот результат свидетельствует в пользу гипотезы о том, что во время фазы восстановления (т.е. через несколько суток после начала поступления энергии из солнечного ветра в магнитосферу) магнитосфера всё ещё «помнит» о том, каким был возмутивший её межпланетный источник энергии. Наличие такой «памяти» магнитосферы может означать, что при генерации магнитных бурь областями сжатия CIR и Sheath в магнитосфере образуются новые радиационные пояса, а при генерации магнитными облаками происходит интенсификация кольцевого тока в уже существующих радиационных поясах.

Рис. 1. Модель Данжи пересоединения магнитных силовых линий межпланетного магнитного поля и магнитосферного магнитного поля

Рис. 1. Модель Данжи пересоединения магнитных силовых линий межпланетного магнитного поля (левее точки XD  и правее точки XN) и магнитосферного магнитного поля (силовые линии, связанные с Землей — белым кружком). XD, XN — дневная (лобовая) и ночная (в хвосте магнитосферы) нейтральные области соответственно, где происходит пересоединение. Светлыми стрелками показано направление обтекания солнечным ветром магнитосферы. Плазма не может двигаться поперек магнитных линий. В результате пересоединения в лобовой точке замкнутые магнитосферные магнитные линии размыкаются, и плазма солнечного ветра проникает вовнутрь магнитосферы вдоль разомкнутых магнитных силовых линий

Рис. 2. Представлена схема определения длительностей главной фазы и двух длительностей восстановительной фазы

Рис. 2. Представлена схема определения длительностей главной фазы (дельта Т) и двух длительностей восстановительной фазы (дельта t1/2) и (дельта t1/3), соответственно на уровне отсечки 1/2 и 1/3 от уровня Dstmin. По горизонтальной оси отложено время в часах, а по вертикальной оси – Dst индекс, который используется для описания возмущений магнитосферы (чем больше величина уменьшения Dst индекса, тем сильнее магнитная буря)

Рис. 3. Зависимость длительностей главной и восстановительной фаз для магнитных бурь, генерированных областью сжатия Sheath. Слева и справа: для длительностей восстановительной фазы (дельта t1/2) и (дельта t1/3), соответственно. Верхние, средние и нижние панели: для сильных, умеренных и всех бурь, соответственно

Рис. 3. Зависимость длительностей главной и восстановительной фаз для магнитных бурь, генерированных областью сжатия Sheath. Слева и справа: для длительностей восстановительной фазы (дельта t1/2) и (дельта t1/3), соответственно. Верхние, средние и нижние панели: для сильных, умеренных и всех бурь, соответственно

Дополнительная информация: