книги из ГПНТБ / Гульельми А.В. Геомагнитные пульсации и диагностика магнитосферы

Р е а л и з а ц и я

этой

программы является топкой и сложной зада­

ч е й , требующей

для

своего окончательного решения дальнейших

чить объем первичной

информации,

необходимо проводить

филь­

т р а ц и ю серий жемчужин и строить

профили Q (со). В случае ши­

рокополосных

серий

этой

процедурой можно устранить

интер­

ференционные

эффекты.

Д л я предварительного

анализа

было отобрано около

сорока

имели четкое начало и окончание и длились от 10 до 60 мин.

Б о л ь ­

ш а я

часть материала

получена

иа

обсерваториях Б о р о к ,

Согра,

Петропавловск,

Ловозеро, Тикси

в

1964—1968

гг. Н е с у щ а я

ча­

стота жемчужин в среднем равна

~0,75

гц,

период

повторения

— 140

сек.

Q1

По

огибающим амплитуды сигналов

оценивались величины

и Q2.

Н а

рис. 60 показано

распределение

коэффициентов усиления

(справа)

и коэффициентов затухания (слева).

Обе величины

ме­

н я ю т с я от случая к случаю в несколько

раз . В среднем коэффици­

ент усиления Qi

ÄJ 5 дб больше, чем коэффициент затухания с92

^

Ä 2,7 дб. Соответствующий инкремент

"fi ~

2,5 дб/мин,

а

декре­

мент

т 3

~

1,4 дб/мин.

Другие результаты обработан этого матери­

а л а

у ж е

приводились

в

§ 16.

Используя данные

рис. 60,

сделаем

предварительную

оценку

JM ПО формуле

Q (дб)

~

Ю^ЬЧц

(см.

12.5). П р и Q ж

7,7

дб и

ти­

пичном

значении і ^ б

имеем

Jr\

~

5 • 10е см~2

сект1.

П р и и ~ 1

протонов с энергией

~ 20 кэв.

О спектре флуктуации авроральных электронов. П у ч к и элек­

тронов

с энергией

~

10 кэв, бомбардирующие авроральную ионо­

сферу, возбуждают

хаотичные пульсации типа Р і і . Д л я целей

ди­

агностики основной практической задачей является

установление

коэффициентов связи

между спектром флуктуации

электронных

потоков

и спектром

сопутствующих магнитных пульсаций.

Так

Е{в/см)^і,5А0-*(Щь.

(23.1)

П р и типичных значениях*/ ~

Ю - 3 сек~2,

L ~

6 величина

электри­

ческого поля Е ~ Ю - 5 в/см

согласуется

с оценками других авто­

ров [310]. Заметим, что параметр L можно

оценивать по

расплы -

ного дрейфа частоты»

в интервалах Ipdp позволяет,

во-первых,

говорить о возможности внести в (23.1) поправки на

градиентный

дрейф, а во-вторых,—

об оценке энергии протонов,

инжектируе ­

мых во время суббурь.

Оценка параметра Ьгѵ нестационарно

дрей­

фующих частиц была

сделана в § 17. Типичное значение L e p

~

~ 102 кэв соответствует энергии в несколько десятков кэе, т.

е.

энергии тех протонов,

которые вызывают депрессию геомагнит­

ного поля в главную фазу бури. Т а к и м образом, появление

«гид­

рестности

локальной

полуночи

определяется по резкому вспле­

ску Р і і за

которым

следует Ipdp

(рис. 61).

э

q,io

мин'

J

о2

0°п

-2,0

-1,0

О

0,5(Ь/со,Ю'чсек'

-if

-3

-2

-/

1

cb/o>,/0 се«~'

о

°

- /

°

о°

oft>o„

-г

-12

Р и с.

63.

Связь между изменениями несущей частоты и периода

повторения

в нестационарных

сериях

жемчужин

Р и с.

64. Связь изменения несущей частоты жемчужин с изменением уровня

магнитной

активности

гипотезу

о

перемещении

области

генерации поперек

магнитных

оболочек

в ходе

серии ж е м ч у ж и н

с нестационарным

спектром.

Еще одним аргументом в пользу высказанной гипотезы

являет­

ся результат, представленный на рис. 64. По вертикальной оси

отложена производная по времени от

Ç-пндекса, характеризую ­

щего магнитную возмущенность; по горизонтальной — темп из­

менения

несущей частоты

Pel.

Д л я анализа отбирались

события

в интервале

местного

времени

2 1 Л — 03''

прп

уровне

магнитной

активности

Q >

0,3.

Из

рисунка

видно, что повышение магнит­

ной

активности

сопровождается

увеличением

несущей

частоты

Pel,

и наоборот. Напомним,

что

с увеличением

(^-индекса

ю ж н а я

граница зоны сияний в полуночном секторе монотонно

смещается

к югу [315, 316]. Это соответствует перемещению к Земле струк­

турных элементов магнитосферы,

что, вероятно, и приводит к ро­

сту

несущей

частоты

Pel .

При

уменьшении

Ç-индекса

наблю ­

дается обратная

картина .

П р е ж де всего возникает

вопрос,

какие п р и з н а к и пульсаций

я в л я ю т с я диагностическими.

Опыт

показывает, что при диагно­

границы

непрерывно.

В

работе

[269] была найдена эмпирическая формула, связы­

вающая

период пульсаций

Т с геоцентрическим расстоянием

R до

подсолнечной

точки

границы

магнитосферы:

(24.1)

Здесь

Т0 ~ 30 сек,

ѵ ~ 4.

Дальнейшие

исследования

подтвер­

дили

наличие

зависимости

Т

от R, хотя

и привели к

несколько

другим значениям параметров

Т0 и ѵ [270, 272, 313, 314].

К

сожалению, точность

формулы (24.1) не очень велика .

Е с л и

обратиться к

рис. 39. то можно заметить большой разброс точек

на графике T

(R). Определять R только по данным о периоде

пуль ­

содержащуюся в Кѵ,

АЕ-

и

І Ы - и н д е к с а х (§ 26).

Ю ж н а я граница

зоны

сияний. Эффектным орудием исследо­

в а н и я ночной магнитосферы

я в л я ю т с я полярные с и я н и я . Мгно­

ка

первичного материала — довольно трудоемкий процесс. В

то

ж е

время многие общие свойства динамики ночной границы

ма­

с я разнообразием и сложностью процессов, протекающих

в ноч­

ной магнитосфере. Статистический анализ показывает, что

период

Р і 2 уменьшается с ростом магнитной возмущепиости. Д л я

разра ­

наблюдений

качественную информацию о физических

процессах

в удаленных

областях

хвоста указывают

теоретические сообра­

ж е н и я о существовании

богатого спектра

колебаний

хвоста.

новлении связи свойств таких пульсаций с параметрами

хвоста.

Перспективны наблюдения в

полярных

шапках, куда

волны

из далеких областей могут проникать вдоль хвоста, как

вдоль

трубы. Мы уже приводили аргументы в пользу предположения

о

том, что Рс2, наблюдаемые на геомагнитных

полюсах,

возбужда­

ются в геомагнитном хвосте (см. § 19). Полезны поиски в

полярных

ш а п к а х волн типа свистящих

атмосфериков, приходящих

из

сков Р і і ,

сопровождающихся мощными инжекциями частиц в зону

сияний,

является практически удобным способом контроля ак­

тивности

хвоста магнитосферы.

среды на орбите

Земли . Д л я

диагностики,

разумеется, следует

использовать наиболее тесные

связи .

В § 18 было показано, что несущая частота колебаний РсЗ, 4

пропорциональна

величине межпланетного

магнитного поля . На

7 Л. В. Гульсльми, В. А. Троицкая

177

рис.

65

представлена

зависимость

/

(В)

[320]. По вертикальной

оси

от­

ложена

частота

пульсаций

в

милли-

герцах;

по

горизонтальной

—

вели­

чина

межпланетного

магнитного

поля перед фронтом ударной волны .

Д л я

построения

графика

использо­

вано около

400

пар

точек.

( К а ж д а я

пара

точек

— часовые

средние

/

и

В.) Л и н е й н а я

интерполяция

зависи­

мости / (В) приводит к

эмпирической

формуле

/ ( А / г ^ ) «

11,8 + 5 , 1 5 т .

(24.2)

Коэффициент

корреляции

между

/

и

«

8

llß.y

В ~

0,79

+

0,02.

„_

_

между

часто-

Связь

/

с

другими

параметрами

Р и с. 6о. Связь

'

1

•

например,

лт

той Pc 2 - 4 u величиной меж-

солнечного

ветра,

с Л ' і

планетного

магнитного

ноля

U,

менее

тесная,

чем связь с В.

Естественно

поэтому

использовать

данные

наблюдения

РсЗ,

4

д л я

ди­

стики повышается,

если использовать /

в комбинации с Кр- и

Аfî-индексами

(см.

§ 26).

Неоднородности

солнечного ветра.

Магнитогидродннамиче-

ские разрывы

и

ударные волны,

набегающие на магнитосферу,

регистрируются

в виде магнитных

импульсов si и Ssc. Эти импуль ­

липтики имеет вид спиралей, угол наклона

которых

к линии

Солнце — Земля равен

ср ~ 45°. Так

как замирания

амплитуды

Р с З , 4 происходят

при

исчезновении

радиальной

составляющей

межпланетного поля, то

данные о замираниях позволяют судить

о распределении

углов

поворота

силовых

линий

на

Дер ~ 45°.

Н а рис. 66 показано распределение

замираний и колебаний по про-

20

40

ВО

ВО

WO

J2Û

Продолжительность,

мин

д о л ж и т е л ы ю с т и . Б

среднем

длительность

замираиий

^

<~

6 х

X 102

сек, а колебаний t3 ~ 1.8-103

сек. Если считать, что

неодно­

родности проносятся мимо Земли со скоростью солнечного

ветра,

то соответствующие

масштабы равны lx ~

2.5-101 0

см и l2

~

7 х

X 109

см-. Скважность Z2/Zj порядка 3.

Такие

оценки можно, в

прин­

ципе,

проверять по

данным

наблюдения солпечпых

космических

ляции РсЗ, 4 за предшествующий вспышке

отрезок времени.

§ 25.

Энергия

пульсаций

Распределение

в

пространстве

поля

геомагнитных пульсаций

само по

себе является важной характеристикой магнитосферы.

В

самом

деле, хотя

полная энергия,

запасенная

в магпитосфере

в

виде

пульсаций,

относительно

невелика,

пульсации

способны

иногда

существенно

влиять на

ход геофизических п юцзесов.

Отметим, во-первых, что плотность энергии пульсаций одного

порядка

с

плотностью

внутренней

энергии холодной

плазмы

Ьг — р0.

Т а к

как

градиенты Ь'1

могут

быть

весьма

большими (осо­

бенно

д л я альвеновских

волн),

а

значит

велика

и сила

давления

пространственное

распределение

холодной

плазмы в

магнито­

сфере. Во-вторых,

большую роль

играют

резонансные

эффекты

вии

резонанса возникает быстрая утечка частиц в конус

потерь,

даже

если амплитуда пульсаций сравнительно невелика (2>2

< ^ В2).

плазмы, что приводит к ряду модуляционных эффектов.

Н а п р и ­

мер, модуляция

раствора

конуса

потерь,

возникающая под

дей­

ствием поля Р і 2

, регулирует сброс электронов в зону сияний. В

ре­

зультате

наблюдаются пульсации

потока

рентгеновских

лучей

в стратосфере с периодом, равным периоду Рі2 .

Мы пе

будем пытаться

сколько-нибудь

строго решить

задачу

рений

на земной

поверхности. Д л я

этого пришлось бы

построить

более

детальное,

чем это известно

в настоящее время,

распреде­

рования . Ограничимся здесь лишь предварительными

ориентиро­

вочными оценками.

Начнем с того,

что разделим пульсации

на три

категории:

/ . Собственные

колебания магнитосферы

(стоячие

волны).

фологические

классы

(ориентировочно): I — РсЗ — 5, Pi2;

II —

Pel,

2 и Ipdp;

III -

P i l .

Поле квазистатических магнитных вариаций сравнительно бы­

стро убывает с удалением от источника, так что его полная

эпер

гия,

в общем,

мала

по сравнению с энергией волновых

полей.

Полная плотность энергии гидромагнитиых колебаний склады­

вается

из

кинетической

(р0 п2 /2),

внутренней (/;,),

магнитной

(Ь2/8к)

и электрической

(£"3 /8л) энергий. В плазме низкого давле­

ния

(р0

£ 2 / 8 я ) основной

вклад

в энергию

альвеиовских и маг-

нитозвуковых

волн

дает

магнитная

и

кинетическая

энергии:

е ^

Ро"2 /2 +

Ь2/8л Ä

/32 /4л. Усредняя

эту

величину

по

периоду

колебаний,

получим

е ~

і 2 / 8 л .

Если

объем

резонирующей поло­

сти обозначить через

V,

а под b

понимать

среднюю по

объему ам­