Статистика свойств пучков Почти Моноэнергетических Ионов (ПМИ) вблизи околоземной ударной волны. ПМИ - как источник новой информация о динамике и свойствах токовых слоев. Луценко В.Н., Гаврилова Е.А. ИКИ РАН

Введение Мы не имеем сейчас возможности прямого изучения макроскопических характеристик токовых цепей в космической плазме - информация получается главным образом из измерений магнитного поля в отдельных точках. Такие крупномасштабные понятия, как структура токового слоя, протяженность, замкнутость токовой цепи, ее ЭДС, индуктивность, сопротивление, сила тока не могут быть определены в таких измерениях. В проекте Интербол (эксперимент ДОК-2) в окрестностях околоземной ударной волны (ОЗУВ) были открыты пучки Почти Моноэнергетических Ионов (ПМИ). Первые результаты их изучения были опубликованы в гг. Диапазон энергий ионов составлял кэВ. Типичный спектр ПМИ содержал три линии с соотношением энергий 1:2: (5-6). Это позволило нам предложить объяснение этого явления, как результата ускорения ионов водорода, гелия и группы CNO плазмы солнечного ветра в потенциальном электрическом поле, возникающем при кратковременных разрывах волокон токового слоя околоземной ударной волны (ОЗУВ). Была найдена причина этих разрывов – взаимодействие ОЗУВ с тангенциальными разрывами (токовыми слоями), приносимыми солнечным ветром. Эти результаты были получены при изучении наиболее эффектных событий. В 2008 г. нами было начато систематическое изучение всего массива данных эксперимента ДОК-2 по событиям с ПМИ (более 1000 случаев). Здесь приводятся некоторые предварительные результаты этой работы, которая продолжается. Если наши предположения о природе и происхождении ПМИ окажутся верными, их дальнейшее изучение позволит получить такую информацию о макроскопических свойствах токовых слоев, которая не может быть получена применением обычных методов физики плазмы. Важно также, что соответствующие измерения не обязательно проводить непосредственно в токовом слое.

Что такое ПМИ ? Примеры спектров ПМИ. В общем случае они содержат три линии с отношениями энергий 1 : 2 : (5-6). Относительная величина ПШПМ E/E=23-27% Логарифмическая шкала для J. Тот же спектр в линейной шкале для J

Пример анализа более сложного спектра, содержащего линии от 2-х ПМИ- событий на фоне интенсивного, обычного, гладкого спектра. Предварительное вычитание подобранного степенного спектра (пунктир) и аппроксимация с помощью гауссианов позволяет найти параметры линий. Энергии линий в кэВ: 49 и 96,3 (1-е событие), 163 и 326,1 (2-е событие) Никто из теоретиков физики плазмы не предсказал это явление (ближе всех был Ханнес Альфвен). Это, видимо, и является причиной того, что до нас никто из экспериментаторов не наблюдал и не пытался наблюдать ПМИ. Позже я нашел признаки ПМИ в данных эксперимента EPIC ( Geotail ), любезно предоставленных мне др. Tony Lui (см. далее). В 2007 г. я получил сообщение от A. Klassen (Kiel, BRD), участника проекта STEREO, с картинкой спектра и вопросом: а не ПМИ ли это ?

Наблюдение ПМИ на КА Stereo-B, , 22:45-23:26 UT Координаты Stereo-B (GSE), R E : X= -578, Y=326, Z= -70,6, T=2 мин. Длительность события 3-4 мин (Andreas Klassen, частное сообщение)

r e

Возможная причина разрыва токового волокна ОЗУВ – взаимодействие токового слоя в солнечном ветре с ОЗУВ. Общность происхождения ПМИ и HFA Общность условий для образования ПМИ и HFA около ОЗУВ: а) Приход токового слоя ТС (тангенциального разрыва) в солнечном ветре к ОЗУВ б) Перпендикулярность ТС к ОЗУВ в момент генерации ПМИ и образования HFA в) Электрическое поле Е= -(VxB) направлено к ТС по крайней мере с одной стороны от ТС. г) Квази-перпендикулярная ориентация магнитного поля по крайней мере с одной стороны ТС (чтобы отражать ионы). д) Оценки частоты HFA (~0,12/час), приведенные в работе S. Schwartz и др. (2000 г), не противоречат нашим оценкам частоты ПМИ-событий (~0,3 /час, см. далее). Наш анализ ПМИ-событий и наличия ТС в солнечном ветре показал, что ~ 38% случаев ПМИ сопровождается сильными ТС ~ 33% случаев – слабыми или многочисленными ТС ~ 29% случаев – отсутствием ТС (Возможны и другие причины разрыва?)

Пример сильного тангенциального разрыва (ТС) в магнитном поле и симуляция его движения через ОЗУВ Во время генерации ПМИ угол между нормалями к плоскости разрыва и к ОЗУВ по линии их пересечения близок к 90 °.

Почему тангенциальный разрыв, видимый на одном КА, часто не виден на другом ? Это указывает на существование волокнистой структуры токового слоя ТС.

Где наблюдались пучки ПМИ ? Как часто наблюдались ПМИ ? За 5 лет полета Интербол-1 находился перед ОЗУВ и в переходной области ~3000 часов и мы наблюдали здесь около 1000 ПМИ, следовательно, среднее число наблюдавшихся ПМИ событий составило ~0,3 события в час. Если учесть, что событие могло наблюдаться только при попадании спутника в узкий (

Распределения для значений энергий E1, относительной ПШПМ E1/E1, отношения значений энергий E2/E1, E3/E1 для линий в одном спектре.

Зависимость J1 от E1 Распределение для отношения площадей линий H + и He 2+ Разброс значений J1 легко объясним Для сравнения: среднее значение условиями ускорения и наблюдений. Np/N в солнечном ветре ~20. Труднее понять спад среднего значения J1 с ростом E1.

Изменение E1 и J1 в течение ПМИ-событий с частым (5-10 с) измерением спектров. Точки соответствуют концам временных интервалов последовательных спектров Спад Е1 в первые с события можно объяснить добавлением ЭДС самоиндукции токовой цепи к основной ЭДС, которая мало меняется за время события. ЭДС самоиндукции зависит от скорости изменения тока, протекавшего в цепи до разрыва, и индуктивности (длины) токовой цепи. Рост интенсивности J1 в начале события может быть связан с заполнением области ускорения более плотной плазмой из магнитослоя.

Корреляция между энергией протонной линии Е1 и модулем электрического поля солнечного ветра |EF| Возможность циклического ускорения ионов в области разрыва волокна токового слоя ОЗУВ 1. Значительный разброс значений. Вместо |EF| лучше было бы использовать |EF YZ | * L, где L –неизвестный пока линейный размер токовой цепи в плоскости YZ. 2. Много точек, соответствуют удвоенному значению E1 при данном |EF|. Это возможно при повторном прохождении иона через ускорительную область (природный циклический ускоритель !!), что нельзя исключить, т.к. питч- углы ПМИ близки к 90 ° (по нашим измерениям около ОЗУВ)

Выводы 1. Изучение свойств ПМИ на гораздо большей базе данных (~1000 случаев против ~40, рассмотренных ранее) полностью подтвердило наши выводы о природе ПМИ, о процессе и месте их ускорения. 2. Вместе с тем получено несколько новых результатов. В частности для событий, в которых спектры измерялись с высоким временным разрешением, установлено, что энергии ПМИ падают в первые с события, а затем остаются постоянными (ЭДС самоиндукции токовой цепи). Дальнейший анализ, возможно, позволит оценить эту ЭДС, а значит величину тока и длину токовых волокон. 3. Начато изучение корреляции между энергией протонной линии E1 и конвекционного электрического поля солнечного ветра EF. Показано, что: а) имеется линейная зависимость E1 от |EF|, б) в некоторых событиях E1 оказывается вдвое больше, чем следует из этой зависимости, что можно объяснить повторным прохождением ионов через тот же ускоряющий промежуток. 4. Наша работа показала, что изучение пучков ПМИ вблизи ОЗУВ позволяет получить новую информацию о крупномасштабных свойствах и динамике токовых слоев в космической плазме, которая не может быть получена при изучении процессов в малом масштабе обычными методами физики плазмы.

Спасибо за внимание

Дополнительная информация

Положение ТС в время ускорения ПМИ

Часть сложного события

Пример ПМИ событий с отсутствием ТС