Диагностика магнитосферы по наблюдениям солнечных космических лучей и энергичных частиц

Диссертация посвящена развитию методов диагностики магнитосферы Земли по данным энергичных частиц солнечного и магнитосферного происхождения. Для исследования используются наземные наблюдения на нейтронных мониторах, регистрирующих космические лучи, а также наблюдения магнитосферных энергичных частиц на низкоорбитальных спутниках. Энергичные частицы, являясь трассерами силовых линий магнитного поля и его неоднородностей (структурных элементов) являются мощным диагностическим средством состояния магнитосферы и дают возможность исследовать её структуру.

Актуальность темы

Магнитосфера Земли представляет собой сложное образование, состояние которого контролируется как внешними факторами (характеристики солнечного ветра и ММП), так и внутренними (изменение наклона геомагнитной оси и пр.). Исследования структуры магнитного поля Земли имеет фундаментальное значение для солнечно-земной физики. Магнитное поле контролирует движение энергичных частиц, динамику и распределение плазмы в магнитосфере, а также определяет целый комплекс явлений в ионосфере (вторжение частиц, электрические токи, изменение ионизации). Магнитное поле испытывает сильные и сложные изменения с характерными временами порядка единиц-десятков минут. Чтобы непосредственно отслеживать такие изменения в глобальном масштабе, потребовалось бы множество спутников в различных частях магнитосферы, что пока недоступно. А имеющиеся на сегодняшний день модели магнитосферы недостаточно совершенны, они дают некую усреднённую картину, не всегда точно описывающую состояние магнитосферы во всех её частях. Дополнительную информацию о мгновенной конфигурации магнитосферы можно получать из наземных наблюдений космических лучей и потоков энергичных частиц на низкоорбитальных спутниках. Развитию этих идей и методов диагностики магнитосферы по наблюдениям космических лучей и энергичных частиц посвящена данная диссертационная работа.

Целью работы являлось развитие методов диагностики конфигурации магнитного поля Земли по наблюдениям солнечных космических лучей и энергичных частиц магнитосферного происхождения. В соответствии с этой целью ставились следующие задачи:

— Создание информационной системы станции космических лучей, отвечающей современным требованиям к экспериментальным данным по космическим лучам: максимальное временное разрешение, возможность оперативного анализа и диагностики событий, возможность включения в международные системы глобального мониторинга.

— Исследование механизмов ускорения протонов до релятивистских энергий во вспышечных процессах на Солнце, коронального транспорта и выхода из солнечной короны.

— Изучение распространения релятивистских солнечных протонов в магнитосфере Земли и зон их вторжения в области высоких широт.

— Исследование механизма высыпания энергичных частиц магнитосферного происхождения.

— Исследование влияния аномалий магнитного поля, связанных с возмущениями, на траектории космических лучей.

— Получение нового индекса магнитной активности, наилучшим образом характеризующего конфигурацию земной магнитосферы.

Научная новизна и практическая значимость работы.

1. По наземным наблюдениям спектров релятивистских солнечных протонов показано действие двух механизмов ускорения в релятивистской области энергий: ускорение в электрическом поле, возникающем при пересоединении противоположно направленных магнитных полей в солнечной короне и стохастическое ускорение в турбулентной плазме вспышечного выброса.

2. По данным наблюдений релятивистских СКЛ на близко расположенных станциях нейтронных мониторов в Апатитах и Оулу и траекторных расчетов космических лучей в модельном геомагнитном поле обнаружена аномальная область в послеполуденном (14−16 МЬТ) секторе, где осуществляется прямое проникновение анизотропного потока космических лучей внутрь магнитосферы.

3. Предложен для использования новый индекс магнитосферной активности, МТ-индекс, определяемый как инвариантная широта изотропной границы -100 кэВ протонов, приведённая к полуночи. Данный индекс лучше всех других, имеющихся на сегодняшний день, параметров магнитной активности характеризует степень вытянутости силовых линий хвоста магнитосферы.

4. Детально исследованы пространственные и временные характеристики низкоширотных (экваториальнее изотропной границы) высыпаний энергичных (30−80 кэВ) протонов, генерируемых во время интенсивных магнитосферных возмущений. Сделан вывод, что наиболее вероятным источником этих высыпаний является питч-угловое рассеяние инжектируемых во внутреннюю магнитосферу энергичных протонов вне плазмосферы.

5. Показано, что для авроральных протонов (1−5 кэВ) действует тот же механизм высыпаний, что и для энергичных частиц (несколько десятков кэВ), а именно — питч-угловое рассеяние в областях с большой кривизной силовых линий геомагнитного поля. Действие этого же механизма высыпания прослеживается и для солнечных протонов с энергиями от умеренных до релятивистских.

6. Созданная система сбора данных нейтронного монитора в Апатитах и публикации их в Интернете предоставляет специалистам всего мира возможность мониторинга в реальном времени состояния солнечной активности, краткои долгосрочного прогнозирования этой активности, а также расчёта доз радиации, получаемых экипажами самолетов.

На защиту выносятся:

1. Единый механизм высыпания энергичных частиц в авроральных и субавроральных широтах, а именно — питч-угловое рассеяние в областях с большой кривизной силовых линий геомагнитного поля, который действует в широкой области энергий: от авроральных протонов (1−5 кэВ) до СКЛ умеренных (десятки-сотни МэВ) и даже больших энергий, регистрируемых нейтронными мониторами.

2. Новый индекс магнитосферной активности, МТ-индекс, определяемый как инвариантная широта изотропной границы ~100 кэВ протонов, приведённая к полуночи. Данный индекс является наилучшей характеристикой степени вытянутости силовых линий хвоста магнитосферы.

3. Обнаруженная по наблюдениям релятивистских СКЛ на близко расположенных высокоширотных станциях нейтронных мониторов область в послеполуденном секторе (14−16 МЬТ), где осуществляется прямое проникновение анизотропного потока космических лучей внутрь магнитосферы.

Первая глава посвящена вопросам методического характера, касающимся автоматизированного сбора и обработки данных наземной регистрации космических лучей, а также обработки спутниковых данных по высыпающимся энергичным частицам магнитосферного происхождения.

Основным прибором наземной регистрации космических лучей является нейтронный монитор. Приводятся краткие сведения о принципе Детектирования нейтронов в стандартном нейтронном мониторе и регистрации сигналов с большим и малым мёртвым временем. Большое мёртвое время, введённое в канал регистрации импульсов позволяет избавиться от импульсов множественности при размножении нейтронов в свинце, окружающем счётчики, и получить скорость счёта прибора, соответствующую потоку частиц, падающих на прибор.

Приводится описание созданного на станции в Апатитах при участии автора информационно-диагностического комплекса (ИДК) для автоматизированного сбора данных по интенсивности космических лучей и диагностики на основе этих данных в реальном времени явлений в магнитосфере Земли и околоземном космическом пространстве. До конца 90-х годов на станции космических лучей в Апатитах функционировала старая система сбора данных с регистрацией на бумажную перфоленту и дальнейшим копированием данных на магнитную ленту. Эта система устарела и физически, и морально. Временное разрешение тех данных составляло 15 минут. Многие задачи современной солнечно-земной физики требуют разрешение порядка 1 минуты и менее. Повышение временного разрешения при непрерывном мониторинге резко увеличивает объёмы регистрируемой и хранимой информации. Кроме того, в эпоху Интернета насущной стала задача публикации данных в Интернете в реальном времени. Всё это было недоступно старой системе регистрации и хранения данных. При активном участии автора была создана и в июле 2000 г. пущена в эксплуатацию новая система сбора данных нейтронного монитора и представления их в Интернете в реальном времени. Комплекс создан на основе современных персональных ЭВМ и состоит из двух основных компьютеров, условно называемых Регистратор и Сервер, а также одного вспомогательного — Анализатора.

Задача Регистратора состоит в считывании данных с нейтронного монитора. Для этого Регистратор оснащён дополнительной платой — многоканальным счётчиком, регистрирующим импульсы, поступающие от различных каналов нейтронного монитора. Программа сбора раз в 10 секунд считывает показания счётчиков и записывает их в файл на жёстком диске. Регистратор подключён к компьютерной сети, и каждые 10 минут копирует текущий файл данных на Сервер. Вместе с этим копируется и графический файл последних данных, также создаваемый программой сбора. Для поддержания точного времени на Регистраторе к нему подключён приёмник спутниковой навигационной системы GPS.

Компьютер Сервер является WWW-сервером и публикует в Интернете страничку станции космических лучей Апатиты (http://pgi.kolasc.net.ni/cosmicray), а также содержит базу данных нейтронного монитора, пополняемую каждые 10 минут. На страничке представлены графики последних данных, а также имеется форма заказа данных за любой период с любым временным разрешением. С помощью этой формы пользователь посылает запрос на Сервер, где специально созданная для этого программа извлекает данные из базы данных и выдаёт результат пользователю. Запрошенные данные могут быть представлены по желанию пользователя как в текстовом, так и в графическом виде.

Анализатором может быть любой компьютер в локальной сети, снабжённый программой для работы с базой данных нейтронного монитора. Эта программа даёт возможность быстрого и удобного просмотра данных со всех каналов нейтронного монитора по отдельности. Анализатор используется для наблюдения за работой прибора, выявления сбоев в работе отдельных каналов и, при необходимости, исправления данных.

Элементами новизны в данной системе являются: 1) разделение функций сбора данных, их анализа, архивации и представления в Интернете между тремя вышеупомянутыми компьютерами, что повышает надёжность и производительность системы- 2) использование программируемой платы счётчика-таймера ACL-8454 для ввода данных в компьютер- 3) прибор спутниковой навигации GPS в качестве датчика точного времени. Всё программное обеспечение написано автором на языке С. Данный информационно-диагностический комплекс обладает большими возможностями для совершенствования и изменения характера решаемых задач чисто программным путём, без изменения аппаратных средств. С помощью ИДК были зарегистрированы события релятивистских солнечных протонов 23-го цикла солнечной активности: 6.11.1997 г., 2.05.1998 г., 14.07.2000 г., 15.04.2001 г., 18.04.2001 г., 4.11.2001 г. и 26.12.2001 г.

Энергичные частицы, захваченные магнитосферой, изучались нами по данным низкоорбитальных полярных спутников серии NOAA/POES. В конце первой главы приводится краткое описание приборов, установленных на этих спутниках для регистрации потоков как захваченных, так и высыпающихся магнитосферных частиц. Демонстрируются программы, разработанные автором для работы с этими данными. В частности, описывается алгоритм автоматического определения изотропных границ.

Во второй главе приводятся сведения о релятивистских солнечных космических лучах, их характеристиках, которые могут быть использованы для исследования структуры магнитосферы и её диагностики. Рассматриваются свойства быстрой и медленной компонент (популяций) солнечных космических лучей (CKJ1) в событиях, регистрируемых на уровне земли нейтронными мониторами. Так называемая «быстрая компонента» (БК) обладает импульсообразным временным профилем, жёстким энергетическим спектром и высокой степенью анизотропии (узким питч-угловым распределением). Она появляется у Земли спустя небольшое время после начала взрывной фазы вспышки. Медленная компонента (МК) появляется на 20−30 минут позже БК, характеризуется плавным временным профилем, относительно мягким энергетическим спектром и более изотропным питч-угловым распределением. Из свойств этих компонент ясно, что наиболее подходящей для исследования структуры магнитосферы является анизотропная быстрая компонента. По форме энергетических спектров частиц быстрой и медленной компонент исследованы возможные механизмы ускорения протонов на Солнце. Показано, что быстрой компоненте, имеющей спектр близкий к экспоненциальному, соответствует механизм ускорения электрическим полем в корональных токовых слоях. Спектр медленной компоненты соответствует механизму стохастического ускорения плазменной турбулентностью в нижних слоях короны, откуда эти частицы могут быть вынесены во внешнюю корону поднимающимся транзиентом.

По данным регистрации БК CKJI на близкорасположенных станциях нейтронных мониторов в Апатитах и Оулу в событиях 1978;2001 гг. (всего 30 событий) выявлено 4 случая необычной разницы в эффекте возрастания на этих станциях. Все эти случаи произошли в то время, когда обе станции находились на дневной стороне. В эти часы местного времени расчётные асимптотические конусы обеих станций ориентированы в антисолнечном направлении и не способны принимать анизотропный поток солнечных частиц. Ещё два подобных случая наблюдались для пары близких станций Гус Бэй и Дип Ривер. Показано, что во всех рассмотренных случаях превышение в счёте наблюдалось на той из станций, которая находилась в это время внутри так называемой «области 14−16 MLT». Наблюдаемая разница может быть объяснена тем, что в этой области существует аномалия геомагнитного поля, способствующая проникновению анизотропного потока CKJI внутрь магнитосферы. Указанная аномалия в крупномасштабной структуре дневной магнитосферы обнаружена впервые по данным релятивистских СКЛ и не наблюдалась ранее другими методами.

С помощью разработанной автором программы расчёта траекторий космических лучей в геомагнитном поле исследовалось влияние на траектории космических лучей внутримагнитосферных аномалий, связанных с возмущениями. Проводился сравнительный анализ моделей H.A. Цыганенко геомагнитного поля Т89, Т96 и Т2001. Показано, что расчётные траектории космических лучей не отличаются заметным образом при спокойных геомагнитных условиях для всех трёх моделей. При возмущениях, сопровождаемых значительным понижением индекса Dst, модель 2001 г., включающая частичный кольцевой ток, показывает обширную область внутренней магнитосферы с депрессией магнитного поля в вечерне-ночном секторе. Траектории KJI, пересекающие эту область, сильно отклоняются от полученных для спокойных условий. Таким образом, наглядно показана необходимость использования для траекторных расчётов наиболее современных моделей, особенно в случаях повышенной магнитосферной активности.

В третьей главе исследуются энергичные частицы (протоны и электроны с энергиями десятки-сотни кэВ) в магнитосфере Земли, главным образом в ночной её части.

В этой главе широко используется понятие границы изотропии, или изотропной границы (ИГ). Эта граница разделяет области с изотропным и анизотропным питч-угловым распределением потоков частиц. На силовых линиях, расположенных ближе к Земле от ИГ (экваториальнее ИГ, если рассматривать на уровне ионосферы), наблюдаются анизотропные потоки с пустым конусом атмосферных потерь. Полярнее ИГ, на более удалённых силовых линиях, которые в ночной приэкваториальной области имеют большую кривизну, происходит интенсивное питч-угловое рассеяние частиц из-за нарушения первого адиабатического инварианта. В результате конус потерь постоянно заполняется, и в этой области наблюдаются изотропные потоки. ИГ регистрируется не только на ночной стороне, а во всех секторах местного времени.

Описывается предложенный нами новый индекс магнитосферной активности — МТ-индекс. Этот индекс определяется как инвариантная широта изотропной границы ~100 кэВ протонов. Регистрация ИГ осуществляется низкоорбитальными спутниками. Широтное положение ИГ существенно зависит от степени вытянутости магнитосферного хвоста. Усиление тока и/или утоньшение хвостового токового слоя сдвигает ИГ в экваториальной области ближе к Земле. Кроме того, из-за большего вытягивания силовых линий в хвост ионосферная проекция любой точки в экваториальной плоскости сдвигается к экватору. Совместный эффект этих двух взаимосвязанных факторов приводит к уменьшению широты ИГ, наблюдаемой низковысотным спутником, при усилении хвостового тока. Это объясняет связь между широтой ИГ и вытягиванием в хвост силовых линий геомагнитного поля. Была обнаружена сильная зависимость широты ИГ от местного времени с минимумом в районе полуночи. Для получения МТ-индекса из спутниковых наблюдений в произвольном секторе следует вводить поправку на такую зависимость. Мы аппроксимировали эту зависимость синусоидой и получили её параметры: амплитуда 4.3°, сдвиг фазы таков, что минимум оказывается на 23.1 часа МЬТ. Таким образом, формула для получения МТ-индекса при регистрации изотропной границы на широте, А и магнитном местном времени МЬТ выглядит следующим образом:

МТ = Л — 4.3-со!5(я/12- (МЬТ-23.1)) Для проверки того, насколько хорошо МТ-индекс характеризует степень вытянутости магнитосферного хвоста, мы использовали данные геостационарного спутника в ночном секторе. В качестве индикатора вытянутости силовых линий использовался угол наклона вектора магнитного поля к экваториальной плоскости. Коэффициент корреляции получился 0.89. Корреляция магнитного поля на геостационарной орбите с другими индексами магнитной активности — Кр, Бэ^ АЕ, давлением солнечного ветра — оказалась хуже. Таким образом, МТ-индекс является наилучшим индикатором степени вытянутости силовых линий хвоста магнитосферы и может быть использован (и уже используется) при изучении процессов охватывающих ночную часть магнитосферы.

По данным низкоорбитальных спутников исследованы пространственные и временные характеристики низкоширотных высыпаний протонов (НШВП) с энергиями 30−80 кэВ. «Низкоширотные» в данном случае означает, что эти высыпания наблюдаются экваториальнее изотропной границы. Показано, что этот тип высыпаний регистрируется только после интенсивных магнитосферных возмущений. Они усиливаются непосредственно в ходе возмущения и затем экспоненциально затухают с характерным временем около 9 часов. Наблюдаемый спутником поток частиц в области НШВП анизотропен — поток высыпающихся частиц (питч-угол ~0°) существенно меньше потока захваченных частиц (питч-угол -90°). Это с одной стороны даёт возможность идентифицировать этот тип высыпаний — не спутать его с основной областью высокоширотных изотропных высыпаний, а с другой стороны свидетельствует о достаточно слабой питч-угловой диффузии в источнике этих высыпаний. НШВП наблюдаются во всех секторах местного времени, причём экваториальная граница этой области достаточно хорошо совпадает с дрейфовой оболочкой частиц, имеющих на экваторе питч-угол близкий к 0°. Это свидетельствует о том, что энергичные протоны, будучи инжектированы во внутреннюю магнитосферу в ходе суббури, затем дрейфуют вокруг Земли, испытывая слабую питч-угловую диффузию и постепенно высыпаясь в ионосферу. Упомянутая дрейфовая оболочка располагается в экваториальной плоскости на расстоянии 4−4.5 Яе от Земли, что соответствует среднему расположению плазмопаузы. Таким образом, наиболее вероятной причиной высыпаний является питч-угловое рассеяния этих частиц при взаимодействии с волнами на границе плазмосферы и вне её.

Далее исследуются высыпания низкоэнергичных, авроральных протонов (0.3−20 кэВ). Положение их изотропной границы сравнивается с положением ИГ 30−80 эВ протонов и >300 кэВ электронов. По жёсткости авроральные протоны (2.5−20 мТл-м) находятся между 30 кэВ протонами (25 мТл-м) и 300 кэВ электронами (1.8 мТл-м). Было рассмотрено более 400 случаев одновременной регистрации всех этих границ. В подавляющем большинстве случаев ИГ авроральных протонов оказалась по широте между ИГ энергичных частиц. Эта закономерность наблюдается во всех секторах местного времени и при разных уровнях магнитной возмущённости (это факторы, от которых зависит положение ИГ энергичных частиц). Отсюда делается вывод, что механизм высыпания авроральных протонов тот же, что и у энергичных частиц, а именно — питч-угловое рассеяние в областях с большой кривизной силовых линий геомагнитного поля. (Следует уточнить, что данный вывод применим, главным образом, для авроральных протонов с энергиями.

1/т.к. именно они переносят основной поток энергии из плазменного слоя.) Этот вывод опровергает распространённую точку зрения о том, что максимальные потоки высыпающихся авроральных протонов (и связанные с ними водородные эмиссии) возникают во внутренних, дипольных силовых трубках.

В разделе Заключение сформулированы основные результаты диссертационной работы.

Заключение

.