Экспериментальное исследование нелинейных взаимодействий и процессов переноса плазмы в критических областях на границе магнитосферы

Диссертация содержит результаты экспериментальных исследований динамики и процессов переноса на границе магнитосферы Земли, проведенных на основе данных высокоапогейных спутников, сопутствующих наземных измерений и наблюдений солнечного ветра. Приводятся как оригинальные данные отечественных космических экспериментов, так и результаты исследований в рамках кампаний, организованных 4 ведущими мировыми космическими агентствами. Они сопоставляются с теоретическими моделями нелинейных взаимодействий волна-частица, а также с результатами газодинамического, магнитно-гидродинамического и кинетического моделирования обтекания плазмой магнитосферного препятствия и нелинейной динамики тонких токовых слоев. Обосновывается важность коллективных взаимодействий для описания нестационарного взаимодействия потока бесстолкновительной плазмы со стоячими нелинейными волнами в погранслое.

Актуальность проблемы.

Проблематика физики преобразования энергии и переноса массы в турбулентной среде, включая бесстолкновительную плазму, привлекает в последнее время пристальный интерес исследователей. Решение ряда практических задач, таких как изучение космической погоды, удержание лабораторной,(в том числе термоядерной, плазмы, повышение надежности радиосвязи и др. невозможно без углубления нашего понимания гелиосферы и ее взаимодействия с магнитосферой Земли.

Изучение турбулентных процессов, включающих в себя образование когерентных структур, является одним из злободневных направлений современной физики и прикладных исследований. Многоточечные комплексные экспериментальные исследования особенно важны для плазмы, которая имеет большое количество внутренних степеней свободы, что осложняет построение теоретических и численных нелинейных моделей.

Как известно, при высокой стабильности общего потока солнечной энергии, корпускулярное излучение Солнца — солнечный ветер — значительно варьируется в зависимости от структуры и динамики солнечной короны и ее магнитного поля. Солнечный ветер взаимодействует с магнитным полем Земли, образуя земную магнитосферу. В целом магнитосфера сохраняет форму искаженного диполя с вытянутым в антисолнечном направлении магнитным хвостом, однако локальная форма границы и топология пограничных слоев может критически зависеть от направления межпланетного' магнитного поля (ММП) и наклона геомагнитного диполя по отношению к набегающему потоку. На определение структуры перехода от ламинарного потока к стабильной плазме внутри магнитосферной ловушки через турбулентный погранслой и были направлены основные усилия.

Процесс пересоединения на границе магнитосферы, где образуется конфигурация с противоположно направленными магнитными полями, протекает спорадически и далеко не всегда' определяетсядинамическим давлением солнечного ветра и ММП: существует, например, необъясненная периодичность этих процессов с частотой 1−10 мГц, определяемая процессами в пограничной области магнитосферы, исследуемых в данной работе.

Хотя нарушение вмороженыости плазмы и изменение топологии геомагнитного поля (т.е. пересоединение вмороженных в плазму магнитных силовых линий) очевидны из наличия пограничных слоев и особенно полярного каспа. в области бифуркации магнитного поля над полюсами, вопрос о последовательности преобразования энергии потока солнечной плазмы за головной ударной волной (и соответственно, о механизмах проникновения плазмы внутрь геомагнитной ловушки) остается открытым. Господствовавшая последние 20 лет точка зрения о доминировании процессов аннигиляции энергии сжатого у границы магнитосферы магнитного поля в ходе пересоединения подвергается в настоящее время обоснованному сомнению: как взаимодействие с горловиной каспа, так и с отраженными от магнитопаузы волнами способны вызвать сначала хаотизацию кинетической энергии потока, а потом при достижении каскадом нелинейных возмущений масштабов ионного гирорадиуса — вторичное пересоединение. Решение этой актуальной задачи, которой уделяется значительное место в диссертации, должно помочь также ответить на вопрос: где же основная часть плазмы проникает внутрь магнитосферы — в области полярных каспов или в области ламинарного пересоединения магнитных полей, направленных противоположно на гладкой магнитопаузе.

Околоземная и ' межпланетная среда являются уникальной природной лабораторией, где доступно непосредственное изучение бесстолкновительной плазмы, в условиях, которые недостижимы на Земле, но характерны для многих астрофизических объектов. На основе локальных измерений, выполняемых на космических аппаратах, возможно изучение физических механизмов ускорения и нагрева частиц, конверсии магнитной энергии, а также самоорганизации сложных систем, включающих плазму и магнитное поле. Знание динамики магнитосферы и механизмов ее взаимодействия с солнечным ветром и ММП позволит проводить прогноз космической погоды и принимать необходимые защитные меры.

Ввиду недостаточного понимания процессов турбулентного нестационарного переноса плазмы через границы природных и лабораторных магнитных ловушек актуальным остается экспериментальное исследование в нескольких пространственных точках на границе земной магнитосферы.

Цель работы состоит в экспериментальном изучении (по данным измерений на космических аппаратах) физики нелинейных процессов и переноса плазмы на границе магнитосферы Земли (дневная сторона и ближний геомагнитный хвост). При этом основное внимание уделяется нестационарным волновым взаимодействиям, и,-в частности, исследованию:

1) топологии и энергетики турбулентного погранслоя;

2) природы и роли отраженных и нарастающих в потоке волн в хаотизации набегающего потока и в нагреве частиц;

3) зависимости характера процессов в погранслое от параметров солнечного ветра и ММП, а также свойств, им внутренне присущих;

4) диффузии плазмы за счет турбулентности и просачивания сквозь структурированную границу по сравнению с проникновением в результате ламинарного пересоединения магнитных полей.

Новизна работы.

В диссертации обобщены результаты, полученные автором в процессе экспериментальных исследований в период с 1980 по 2004 год. Основная их часть отвечает критерию новизны.

К ним относятся выводы о:

1) заполнении дневной магнитосферы солнечной плазмой за счет диффузии в турбулентном погранслое (ТПС) и просачивания плазмы сквозь структурированную границу, полученный на основе статистических данных по возмущениям в ТПС;

2) разной топологии горловины каспа для положительного (к Солнцу) и отрицательного наклонов геомагнитного диполя;

3) одновременном пересоединении силовых линий на дневной магнитопаузе на глобальных масштабах вдали от каспа и на средних масштабах в горловине каспа в местах антипараллельных полей, а также о микропересоединении по всему ТПС;

4) доминировании в ТПС каскадов кинетических альвеновских волн с 2 характерными наклонами в спектре мощности;

5) ускорении магнитозвуковых струй в магнитослое механизмом типа Ферми за счет инерционного дрейфа налетающих частиц в электрическом поле волновых пакетов на границе замедленного потока в погранслое;

6) возможности деформации границы ускоренными магнитозвуковыми струями и последующего вынужденного пересоединения деформированных магнитных полей;

7) термализации потока в ТПС не только в горловине каспа, но и вниз по потоку за ним.

Также, впервые были обнаружены и изучены:

1) динамический нестационарный режим обтекания ламинарным потоком погранслоя с большим тепловым давлением ионов, в котором в магнитослое образуются ускоренные до магнитозвуковой скорости струи и замедленные альвеновские течения;

2) свойства перемежаемости флуктуаций в ТПС;

3) возмущения в ТПС на масштабах электронного гирорадиуса и инерционной длины.

Практическая и научная ценность работы.

Разработанный подход к взаимодействию магнитослоя и магнитосферы как к сложной многомасштабной нелинейной системе позволяет направить будущие исследования в новое русло, связанное с созданием нелинейных моделей турбулентного погранслоя и всего дневного магнитослоя для адекватного предсказания их поведения. Для предсказаний важно учесть динамическую реакцию течения в магнитослое на такие возмущения, как разрывы в солнечном ветре и взаимодействие с отраженными волнами на внешней границе магнитослоя. Это можно сделать, например, введением соответствующих модельных цепей задержки в будущих интегрированных количественных моделях космической погоды.

Большое динамическое давление в магнитозвуковых струях способно привести к изменению локальной формы магнитного препятствия, а также к вынужденному пересоединению на деформированной границе. Это свидетельствует о необходимости переосмысления случаев регистрации ускоренных плазменных струй у границы препятствия: при плотности кинетической энергии струи, превышающей плотность магнитной энергии в месте потенциального пересоединения силовых линий, пересоединение, по всей видимости, должно рассматриваться как вынужденное, т. е. энергия направленного движения потока не накапливается в сжатом магнитном поле, а концентрируется в струях с помощью предложенного в диссертации механизма.

В астрофизических объектах, наблюдаемых только дистанционными методами, возможна диагностика процесса обтекания по вторичным излучениям в ускоренных магнитозвуковых струях, особенно в случае достижения частицами релятивистских скоростей.

Для описания состояния системы потокпрепятствие может оказаться полезным формализм, описывающий явление механизмом мазерного типа: переход такой системы в устойчивое состояние с альвеновским течением, обладающим минимумом полной энергии, после излучения когерентного магнитозвукового пакета — магнитозвуковой струи.

В будущем возможно создание генераторов мощных ускоренных струй плазмы, основанных на обнаруженном эффекте.

Такие пункты, как исследование переноса в турбулентной среде и отождествление турбулентного погранслоя с эффективным препятствием, представляются полезными для изучения турбулентности не только в космической плазме, но и в других средах.

К практическим результатам можно отнести полученные в ходе работы автором в соавторстве с С. И. Климовым, В. Е. Корепановым и .др. коллегами) авторские свидетельства на анализаторы спектра (Климов и др., 1981, Корепанов и др.,.

1991, 1991а), а также использование опыта создания высокочувствительных волновых приборов для контроля и усовершенствования служебных и измерительных спутниковых систем (Безруких и др., 2003).

Достоверность результатов, прежде всего, подтверждается их воспроизводимостью по данным разных экспериментов на таких спутниках, как Прогноз-8,10, Интербол-1, Polar, Geotail и Cluster. Надежному выделению закономерностей способствует также использование современных методов анализа данных, таких как вэйвлетный спектральный и биспектральный анализ и исследование статистических свойств турбулентных полей, а также сопоставление данных с самыми современными численными моделями обтекания магнитосферы и кинетических токовых слоев. Апробация работы.

Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены более чем в 100 докладах на различных научных конференциях и семинарах внутри страны и за рубежом: на III и IV международных симпозиумах по физике ионосферы и магнитосферы Земли и солнечного ветра, Цахкадзор, 1981 и ИКИ АН СССР, 1983;

— на VI и VII семинарах по ОНЧизлучениям, Звенигород, 1983 и Якутск, 1985;

— на ассамблеях COSPAR (26-й, Тулуза, Франция, 1986; 31-й, 1996; 32-й в Нагое, Япония, 1998; 33-й в Варшаве, Польша, 2000; 34-й в Хьюстоне, США, 2002; 35-й в Париже, Франция, 2004) — - на ассамблеях EGS (23-й в Ницце, Франция, 1998; 24-й в Гааге, Нидерланды, 1999; с 25-й по 28-ю в Ницце, Франция, 2000;2003) — на 1-й ассамблее EGU в Ницце, Франция, 2004;

— на конференциях IAGA (Прага, Чехословакия, 1985; Ханой, Вьетнам, 2001; Саппоро, Япония, 2003) — на Международном семинаре Space Plasma Physics 'Investigation by Cluster and Regatta (Грац, Австрия, 1990);

— на конференциях проекта Интербол (в Тулузе, Франция, 1997; в Хельсинки, Финляндия, 1998; в Кошице, Словакия, 1998; в Звенигороде,.

Россия, 1999; в Киеве, Украина, 2000; в Варшаве, Польша, 2001) — в Софии (Болгария, 2002), в Праге (Чехия, 2003);

— на международных конференциях по суббурям (3-й в Версале, Франция,.

1996 и 4-ой в Хамана-ко, Япония, 1998);

— на XXIV Генеральной ассамблее URSI (Киото, Япония, 1993);

— на Чепменовской конференции по физике магнитопаузы (Сан-Диего,.

США, 1994);

— на 2-й Альвеновской конференции (в Стокгольме, Швеция, 1995) ;

— на ежегодных конференциях Американского геофизического ¦ союза 1998, 2000, 2001 года;

— на конференции S-RAMP (в Саппоро, Япония, 2000) — а также на некоторых других и на семинарах ИКИ РАН, UCLA, U. Iowa, U. Boston, SSL/ Brekeley, GDCF, U. Mass./Lowell, U. Michigan (США), IWF (Австрия), МРЕ (Германия), IRFU (Швеция), ISAS (Япония), IFSI и U. Calabria (Италия), LPCE (Франция), Rutherford Lab. (Англия), CBK (Польша).

Результаты опубликованы более чем в 50 рецензируемых научных статьях.

Личный вклад автора.

Космические проекты проводятся большими, в основном международными, коллективами. Отдавая должное вкладу большого количества специалистов в подготовку и проведение проектов, необходимо отметить, что автор принимал непосредственное участие в разработке методики и аппаратуры, ее настройке и испытаниях, проведении и обработке данных волновых экспериментов на спутниках Прогноз-8 (ведущий по волновому комплексу), Прогноз-10, ВЕГА, ФОБОС, Интербол-1 (со-руководитель экспериментов по электромагнитному полю и флуктуациям тока ОПЕРА и ФГМ-И), Магион-4, а также в подготовке и обработке данных электрического эксперимента на Cluster. Координация измерений и отбор характерных событий в 1996;2000 гг. проводилась автором в рамках Кампании 2 по изучению процессов на тонких границах магнитосферы Межагентсткой рабочей группы (РКА, NASA, ESA, ISAS) в качестве представителя РКА. в 2000;2002 гг. окончательный отбор данных с б основных спутников, МГДмоделирование и интерпретация данных координировалась автором в рамках международной рабочей группы по многоточечным измерениям на границе магнитосферы под эгидой International Space Science Institution, Bern.

Практически во всех исследованиях, представленных в диссертации, ему принадлежат постановка научной задачи и метода исследований, проведение обработки данных, анализ результатов, их обобщение и интерпретация.

Краткое содержание работы.

Диссертация состоит из введения, 7 глав, заключения и списка литературы, содержит 373 страницы (включая 202 рисунка, 5 таблиц и библиографию из 484 наименований).

6.2.3. Выводы.

Дрейфовая неустойчивость неоднородных потоков плазмы и тонких токовых слоев объясняет генерацию колебаний в нижнегибридном диапазоне у магнитопаузы.

Их интенсивность достаточна для квазилинейного продольного нагрева электронов из магнитослоя до наблюдаемых энергий 0.21 кэВ), которые заполняют ТПС, касп и низкоширотный погранслой.

Максимальные нижнегибридные возмущения (свыше 10 мВ/м) наблюдаются в локализованных структурах размером < р^ на внутренней кромке магнитопаузы, что непосредственно мало влияет на диффузию, но может ускорять процессы пересоединения и образования структур внутри токовых слоев.

Веерная" неустойчивость ускоренных продольных потоков электронов приводит к возмущениям на частотах между нижнегибридной и электронно-циклотронной и представляет один из механизмов заполнения электронами плазменного слоя.

Глава 7.

ФИЗИЧЕСКИЕ АСПЕКТЫ ВЗАИМОДЕЙСТВИИ ПОТОКА ПЛАЗМЫ С МАГНИТОСФЕРНЫМ.

ПРЕПЯТСТВИЕМ.

7.1. РЕЗЮМЕ ИЗМЕРЕНИЙ.

В этом разделе мы кратко суммируем новые аспекты измерений на границе геомагнитосферы и их интерпретацию в эру проекта Интербол, но теперь уже, в отличие от Главы 1, с учетом собственных результатов.

Для наклона геомагнитного диполя к Солнцу, горловина каспа открыта для прямого взаимодействия с набегающим потоком, что порождает • турбулентный погранслой (ТПС) над прогнутой магнитопаузой и далее вниз по течению. В случае диполя, отклоненного от Солнца, горловина каспа может быть закрыта гладкой магнитопаузойпри этом размагниченные 'плазменные облака' (с масштабом ~ нескольких RE, с вероятностью регистрации ~ 25% и с квази-захваченными энергичными частицами) представляют один из основных каналов для поступления плазмы из МГС в касп. Набегающий МГС поток взаимодействует с 'плазменными облаками' посредством отраженных волн, что вызывает хаотизацию до 40% кинетической энергии невозмущенного потока плазмы. Эти волны распространяются вверх по течению из ТПС и вызывают усиление существующих в МГС волн, за чем следуют каскадоподобные распады в ТПС. Самая поразительная особенность нелинейного взаимодействия — появление магнитозвуковых струй, ускоренных до магнитозвуковых скоростей и альвеновских чисел Маха ~ 3. За этой характерной локальной «потерей» импульса следуют замедленные альвеновские потоки, модулируемые ТПС волнами. В наблюдаемом нестационарном процессе баланс импульса сохраняется только на временных масштабах, характерных для альвеновских потоков (несколько периодов l/fa ~ 12 минут). Волновые пакеты на частоте fA ~ 1.3 мГц могут синхронизировать взаимодействия как во внешних, так и внутренних пограничных слоях. Эти магнитозвуковые и альвеновские потоки, ограниченные токовыми слоями, контролируют спектральную форму возмущений в ТПС и приводят к негауссовым статистическим характеристикам возмущений, указывая на перемежаемость наблюдаемых колебаний. Мы считаем, что многомасштабный ТПС играет, по крайней мере, сопоставимую роль по сравнению с макропересоединением (вдали от каспа или в нем) в преобразовании энергии солнечного ветра и населении магнитосферы МГС плазмой. Вторичное микропересоединение составляет необходимое звено в каскаде энергии на малых масштабах (~ ионного гирорадиуса) в ТПС. «Толстый» ТПС преобразует. энергию потока, включая замедление и нагрев потока в открытой горловине, 'плазменных облаках' и в области вниз по течению от каспа.

Наиболее характерные случаи описаны подробно в Savin и другие, (1998b, 2001, 2002а, 2002b, 2004 и 2005а, Ь). Пример 19 июня 1998 по данным КА Интербол и Polar ' демонстрирует асимметрию пограничных слоев для положительного наклона земного магнитного диполя (наклоненного к Солнцу) и для отрицательного наклона (от Солнца). Мы проанализировали детальную динамику энергии ионов и вектора Пойнтинга, чтобы прояснить картину нелинейных взаимодействий в ТПС над магнитопаузой. Волновые пакеты, идущие от магнитопаузы вверх по течению в. дозвуковом потоке МГС, приводят к частичной хаотизации потока задолго до магнитопаузы. Взаимодействие с отраженными волнами запускает ускоренные струи вниз по течению приблизительно со звуковой скоростью. Ускоренные струи нарушают однородное равновесное течение плазмы в МГС, унося вниз по течению до половины плотности импульса потока. Это показывает важность каскадообразного нелинейного преобразования энергии в ТПС, предложенного Савиным и др., (2001),.

Мы впервые представили статистический обзор появления зон магнитных флуктуаций большой амплитуды (то есть ТПС) по данным Интербол-1 за 1995;2000 гг., концентрируясь на асимметрии магнитопаузы для летних и зимних полушарий. Постоянный нагрев плазмы в ТПС рассматривается как результат преобразования кинетической энергии потока МГС в тепловую (а также в энергию хаотических потоков) в процессе взаимодействия потока МГС с горловиной внешнего каспа. Мы изучили свойства размагниченных крупномасштабных 'плазменных облаков' и статистику их регистрации по сравнению с застойной плазмой из МГС вне магнитопаузы. Мы также представили Зх-мерные распределения ТПС в зависимости от мощности колебаний, от наклона диполя и межпланетного магнитного поля (ММП). Мы обсуждали данные с Интербол-1, касающиеся проникновения плазмы МГС из-за просачивания (percolation), электростатических ионно-циклотронных волн и многомасштабного пересоединения магнитных полей.

А теперь мы остановимся подробней на наиболее интересных, с нашей точки зрения, чертах ТПС.

7.1.1. ТУРБУЛЕНТНЫЙ ПОГРАНИЧНЫЙ СЛОЙ И МНОГОМАСШТАБНОЕ ПЕРЕСОЕДИНЕНИЕ.

По данным Интербол-1 ТПС присутствует ~ в 80% пересечений высокоширотной магнитопаузы над полярным каспом. Самые интенсивные события могут быть приближенно аппроксимированы как диск диаметром ~ 6.

Ф Re над дневным каспом с усредненным максимальным значением приблизительно 22 нТ (см. Savin и другие, 1999). На низких широтах интенсивные события видны, главным образом, в хвосте. Для положительного наклона диполя (к Солнцу) ТПС имеет утолщение (прогиб магнитопаузы в YZ-плоскости) над каспом (рис. З. А2). Это соглашается с прямым взаимодействием открытой горловины каспа с набегающими потоками МГС (рис. 3.1). Углубление в ТПС/МР не является характерной особенностью зимнего полушария при отрицательных углах наклона диполя (рис. З. А2). Эта асимметрия предполагает, что взаимодействие потока МГСплазмы с каспом отлично для отрицательного и положительного наклонов диполя (см. рис. З. В7). Не было найдено критической зависимости ТПС от направления ММП, в то время как некоторые изменения были выделены, например Мегка и др., (2000). Нагрев плазмы МГС на 300 эВ, что близко к предсказаниям Haerendel, 1978) происходит ~ в 82% случаев в ТПС в «диамагнитных полостях» (Savin и др., 1999). Заметим также, что наши «диамагнитные полости» феноменологически схожи с 'Plasma Transfer Event' (PTE) Lundin и др. (2003), однако они были ведены по измерениям магнитного поля с гораздо более высоким разрешением, чем для ионов на Cluster (4 с), и, соответственно, включают более мелкие масштабы (см. раздел 2.3), которые в настоящее время сопоставляются с магнитозвуковыми солитонами Stasiewicz и др.,. (2003) и с 2хЗх мерными вихревыми дорожками в тонких токовых слоях (раздел 7.3). На данный момент FTE классифицируются как часть РТЕ, характерная для южного ММП или для участков границы с антипараллельными магнитными полями (Lundin и др., 2003), хотя четкое терминологическое и физическое разграничение между 3 понятиями еще — предстоит сделать. Ясно, что они имеют область пересечения, и FTE' -более ограниченный класс событийоднако, например, не все РТЕ проявляют диамагнитные свойства при взаимодействии внешней и внутренней плазмы конечного давления (см. также раздел 7.5).

Savin и другие, (2002а) продемонстрировали, что существенная часть событий ТПС в хвосте ('крылья' на рис. З.А.1) на высоких широтах независима от ММП Ву (см. также рис. 2.2.1), что противоречит предсказаниям 'sash' (см. раздел 5.1 и Maynard и др., 2001). Другая часть (до 2/3) событий в 'крыльях' следует предсказанию пересоединения антипараллельных полей. Возможный дополнительный источник 'крыльев' -ТПС вниз по течению за каспами (см. рис. 1.13, 3.1 и Savin 2003а). Присутствие 'крыльев' ТПС для любого ММП согласуется с проникновением плазмы МГС не только в горловине каспа и в 'sash', но и на флангах хвоста (ср. Haerendel, 1978).

Ф Корреляция мягких энергичных частиц с сильной турбулентностью была подтверждена данными Интербол-1 и Polar (см. Главу 3 и Chen и Fritz, 1998, Blecki и др., 1998, Savin и др., 2002с). Питч-угловые распределения энергичных частиц помогают прояснить вопрос о положении «плазменных облаков» и застойных зон внутри или снаружи магнитопаузы (см. секции 3.2 и 3.3). Детальные изучение этих распределений позволяют выделить 3 различных популяции энергичных частиц в возмущенном ТПС вне магнитопаузы:

— плотные ускоренные ионы из МГС (<50 кэВ), которые составляют источник для мягких энергичных ионов в ПО (см. рис.З.В4, рис. 3.5 и соответствующие обсуждениях в секции 3.2);

— ионы на промежуточных энергиях (50−200 кэВ), убегающие из ПО;

— всплески ионов перпендикулярно магнитному полю с энергией ~ 300 кэВ, наиболее вероятно, локально ускоренных турбулентностью за счет ионно-циклотронного резонанса.

В ПО конусы потерь в распределениях ионов с энергиями 7−25 кэВ направлены кближайшей (южной) ионосфере, что говорит о ПО как источнике для высыпания частиц в ионосферу в дневном каспе.

Приведенные данные демонстрируют типичные особенности ТПС (рис. 2.3.1, З. Аб и Вб, 4.1.2.А.2, 4.1.2.В.1, 4.1.2.В.3):

1) широкополосные интенсивные нелинейные колебания (с плотностью энергии до 40% от плотности кинетической энергии плазмы в невозмущенном МГС);

2) «диамагнитные полости» с понижением |В| от ~ 75 нТ до нескольких нТ (рис. 3. Вб);

3) нагрев плазмы и продольные ускоренные струи (ср. Savin и др., 1998b, 2002а, b, Sandahl и др., 2000, 2002).

Последний черты были объяснены появлением «всплесков» импульсного пересоединения (bulges) на границе внешнего каспа {Dubinin и др., 2002, Khotyaintsev и др., 2003). Чтобы совместить это с известным пересоединением антипараллельных магнитных полей на гладкой магнитопаузе (для северного ММП вниз по течению за каспом), мы предлагаем схему, изображенную на рис. 4.1.2.A3, 4.2.1. На прогнутой магнитопаузе в открытом горловине каспа (ср. рис. 1.13, рис. З. В7) существует, по крайней мере, два места с антипараллельными магнитными полями на магнитопаузе. Верхний участок пересоединения на рис. 4.1.2.A3 (нижний на рис. 4.2.1) — 'классическое' крупномасштабное (несколько Re) пересоединение в ближнем хвосте (на экваторе) — нижний (верхний) участок пересоединения — в ОТ (на фоне флуктуаций в ТПС). Первоначальные магнитосферные силовые линии показаны кривыми со стрелками, силовые линии из МГС — кривыми с кружками.

Пример пересоединения в ОТ виден на рис.З.Вб: локальные магнитные поля, фактически, антипараллельны, доминирующее положительное направление всплеска Vy — соответствует магнитному натяжению (Dubinin и др., 2002). Однако, сравнение с данными с Geotail в SW с помощью GDCF-модели показывает, что появление меняющихся во времени ускоренных струй происходит не за счет возмущений в SW. Повторяемость ускоренных струй согласуется с модуляцией пересоединения на МП флуктуациями в ТПС (см. рис. З. А5 и Аб и связанные с ним обсуждения в секции 3.2.). Savin и др., (2002а) 'объясняли различие мощности спектров магнитного поля с Polar и Интербола-1 приблизительно на один порядок величины аннигиляцией среднего магнитного поля при импульсном пересоединении (ср. Maynard, 2003). Подобное объяснение было предложено Savin и др., (2004) для случая 29 мая 1996 (раздел 4.1.2). Одновременно, рис. З. Вб демонстрирует доминирование кинетической энергии струи над магнитной энергией, что согласуется не со спонтанным, а с вынужденным пересоединением, вызванным взаимодействием плазменных струй, ускоренных над МП в ТПС (см. рис. З. Аб, рис. 3.3 и соответствующие обсуждения в разделе 3.2). Это всплескообразное пересоединение соответствует меньшим (средним) масштабам.

Мы называем его 'первичным пересоединением в каспе'. Его характерный масштаб оценивается в несколько тысяч км. Первичное пересоединение в каспе может происходить независимо от «классического» крупномасштабного пересоединения на гладкой магнитопаузе вдали от каспа, где динамическое давление потока МГС преобразуется сначала в энергию сжатия статического магнитного поля внутри магнитопаузы, а затем накопленная магнитная энергия диссипирует (аннигилирует) в процессе пересоединение и вызывает ускорение (и последующий нагрев) плазмы за счет натяжения пересоединенных силовых линий. На высоких широтах пересоединение, спровоцированное возмущениями в ТПС, может играть роль 'затвора' (Ю. И. Гальперин, 2001, персональное сообщение), который обеспечивает локальное преобразование средней кинетической энергии потока МГС непосредственно в энергию отклоненных или ускоренных потоков (т.е. энергия не накапливается в деформированном магнитном поле, см. раздел 7.5).

Savin и другие (2002а) дают соответствующую картину для южного ММП (рис. 4.2.1), которая подтверждается наблюдением направленных к Солнцу (или вертикальных) потоков, измеренных поблизости от северного внешнего каспа на Magion 4 (рис. 4.2.2) при южном ММП.

Maynard (2 003) приводит дальнейшее свидетельство того, что большинство пересоединений наблюдаемых на высоких широтах, носит всплесковый (а не стационарный, как в «классическом» подходе, см. раздел 1.1) характер, причем пересоединение может происходить на нескольких участках одновременно при активности каждого участка от половины до нескольких минут. В некотором смысле, пересоединение может происходить, практически, непрерывно, но не в каждом конкретном месте или не в любой промежуток времени.

Savin и др. (2004) демонстрируют параллельное действие первичного пересоединения в каспе и ламинарного пересоединения в отдаленной от каспа в сторону хвоста точке 29 мая 1996 для доминирующего ММП Bz > 0 (см. раздел 4.1.2).

Belmont и Rezeau (2001) показали, что сильные ультранизкочастотные (ULF) колебания около магнитопаузы могут приводить ко вторичному микропересоединениею на больших участках магнитопаузы (ср. Haerendel, 1978). Другая возможность состоит в том, что вторичное пересоединение флуктуирующих полей в ТПС (см. раздел 4.2 и Savin и др. 1998b, 2004, 2005а) может обеспечить приток плазмы внутрь каспа даже для квазипараллельного магнитного поля (ср. Chandler и др., 1999). Микропересоединение имеет основной масштаб порядка ионного гирорадиуса (первые сотни км), который соответствует нарушению вмороженности ионов. Оно также содержит подобласти, где нарушается вмороженность электронов — электронные масштабы ~ нескольких км (т.е. ~ электронной инерционной длины или гирорадиуса электронов). Обнаружение таких малых масштабов в дневном ТПС двумя независимыми способами — одно из основных достижений проекта Интербол (раздел 4.1.1). Эти масштабы должны быть и в диффузионной области (имеющей размер ~ нескольких сот км, см. раздел 1.1) при «классическом» макропересоединении, но в отличие от такого ламинарного случая, ТПС представляет собой обширную область (> 1 Re), в которой микропересоединение может вообще не иметь регулярной структуры (ср. Belmont и Rezeau, 2001), а быть необходимым замыкающим звеном каскада нелинейных колебаний.

Отметим также, что Savin и др. (1997) нашли масштабы, сравнимые с ионным гирорадиусом (100−200 км) в ТПС в геомагнитном хвосте: на рис.

5.3.7 (взятом из этой работы) биполярные всплески в Вп имеют как раз такой масштаб. Он был определен из задержки регистрации потоков плазмы между Интерболом-1 и Магионом-4 при расстоянии между ними 300−400 км вдоль нормали к магнитопаузе. Мы воспроизводим данные измерения потоков ионов от Солнца на 2 КА на нижней панели рис. 7.1.2, на верхних панелях показано магнитное поле с Интербола-1 в системе координат магнитопаузы (см. также рис. 5.3.7 и Savin и др., 1997). В нижней части рисунка серым цветом отмечено нахождение в магнитослое Магиона-4 ('М-4') и Интербола-1 (Ч-l1). Пересечения магнитопаузы около 1820 UT — практически, одновременные, постоянная составляющая в Вп < -5 нТ (верхняя панель) говорит об отклонении нормали от средней в этом в случае (т.е. реально токовые слои почти параллельны орбите спутников). Для остальных двух входов в магнитосферу скорость разрыва вдоль его нормали ~ 18 км/с, для выходов в магнитослой ~ 26 км/с. Это дает для смены знака биполярного сигнала (т.е. токового слоя) в 182 630 UT масштаб ~ 150 км. Если скорость, определенную при разделении КА в 300−400 км можно экстраполировать на меньшие масштабы (см. раздел 4.1.1), то для магнитных сигналов с минимальной длительностью ~ десятых долей секунды (Savin и др., 1997) мы получим масштаб в несколько км (т.е. ~ электронной инерционной длины или гирорадиуса электронов).

Подводя промежуточный итог обсуждению роли пересоединения в наполнении дневной магнитосферы солнечной плазмой, мы хотим отметить, что крупномасштабное ламинарное пересоединение на гладкой МП не может объяснить постоянное наличие полярных каспов и регулярное присутствие низкоширотного погранслоя (LLBL), поскольку не является стационарным (ср. Haerendel и др., 1978, Hultqvist и др., 1999, Maynard и др., 2003). Роль среднеи мелкомасштабного нестационарного пересоединения видится нами как роль одного из необходимых звеньев в цепи преобразования энергии и передачи массы и импульса через магнитосферные границы. Причем, среднемасштабное пересоединение может оказывать существенное влияние на обтекание высокоширотной МП. Микропересоединение же может и не вводиться в явном виде для описания процессов переноса (ср. гировязкость в Главе 1.1), хотя в плазме с нарушением вмороженности магнитного поля оно присутствует, как уже отмечалось, в обширной области ТПС, или вдоль любой МП, с толщиной ~ ионного гирорадиуса (в отличие от локализованной «диффузионной области» в крупномасштабном пересоединении).

INTERBALL-1 FM-31 experiment 18 Oct. 1995.

20 10 0 -10 -20 -30 XGSM (RE).

Рис. 7.1.1. Boardsen и др., (2000), эмпирическая модель магнитопаузы для угла наклона диполя +/- 35° (верхняя и нижняя часть рис.) по данным Hawkeye-1.

Рис. 7.1.2. 18.10.95. Интербол-! и Magion-4. Снизу: потоки ионов от Солнца (пунктирMagion-4), магнитное поле с Интербола-1 в локальной системе LMN. 1 1 1 |-?" T" P" V 1 1Т" | 1 [ 1 1 1 1 1 1 Т' |" I 1111 1) | 1 1 1 I 1 п— ТТ I 1 1 1 1 1 .1 1 1 1 1 1 1 I .1. I. .I 1 1 1 1 1 I 1 I 1 1 1 ! 1 1 > 1 1 ¦ 1 1 ;

1 1 1 1 1 тт") i 1 1 1 1 1 1 | J =— -П 1 1 • I 1 1 1 t 1 1 1 ! ! 1 ! 1 П" 1. гт-рт 1 ТП. 1 | 1 1 1 1 1 I 1 I. 1 1 1 1 1 1 1 1 ! 1 1 1 «1 '1 r- ¦ '» u | м 1 г 1 1 1 1 I, I. 1Ч jg. «I.ггтттуп-гг-п 1 III .

ТТЛi !, .!" I,. — 1 1 .'. .t S «V. ! 1 ! 1 1 у 1 1 I 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 < 1 1 I 1 1.

1 ттт I' r-r-j.Г.Г'Г'П.п.|™| Wi 1 1 i 1 | ¦ i 1 | 1 ! l I i I 1 1 1. 1 t 1 1 1 1 t 1 1 1 1 I j 1. 1 r^N р-л. 1−1-1- i 1 1 1.

UT (hh:mm) S8:20 гс. оо —, F, E*0Scm-2's'r1.

1500 —.

18:22 1S-.24 j ¦ |.

0/1 flux.

15:25.

October is, ms.

Рис. 7.2.1. Интербол-1, 19.06.98. (а) показано движение конца магнитного вектора в проекции на плоскость максимальных магнитных вариаций в ТПС (Ь) нормализованная на среднеквадратичное отклонение функция распределения угла вращения вектора магнитного поля в плоскости максимальных магнитных вариаций.

7.1.2. ВОЗМУЩЕНИЕ ПОТОКОВ В МАГНИТОСЛОЕ ГОРЛОВИНОЙ ВНЕШНЕГО.

КАСПА.

Теперь мы хотели бы обратиться к другому первичному механизму переноса энергии и массы на границе магнитослоя каспа: к прямому взаимодействию течения с внешним каспом. Из" рис. 1.13, 3.2, З. А1-АЗ, З. А6 и З. В6-В7, можно видеть, что горловина каспа может представлять существенное препятствие для плазменного потока, обтекающего магнитопаузу. В нулевом приближении магнитный барьер может рассматриваться как 'твердое' локальное препятствие, причем крупномасштабное ламинарное пересоединение подразумевается обычно как первичный механизм для переноса массы и энергии через магнитопаузу (см. «например. Russell (1995)f Maynard (2003) и ссылки в них). Взаимодействие с барьером, происходит на низких широтах, и в области '1' на рис. 1.13 (при положительном наклоне диполя). При взаимодействии типа плазма-плазма в случае высокого ионного (3j. в горловине каспа и МГС (например, при отрицательном наклоне диполя, см. рис. 3.2), только волны высокой амплитуды и, вероятно, поверхностный заряд на магнитопаузе могут обеспечивать взаимодействие между налетающей и застойной бесстолкновительной плазмой, которая заполняет горловину каспа (см. секцию 7.5 и Lavraud и др., 2002). Локальное взаимодействие типа плазма-плазма происходит также и на границе открытой застойной зоны и магнитослоя, но его интенсивность должна быть меньшей, поскольку турбулентность в ТПС имеет максимальную величину глубже в горловине при переходе от застойной зоны внутрь каспа (см. рис. 4.1.2.В.1).

Говоря о взаимодействии потоков с горловиной внешнего каспа, нельзя не вернуться к «волновой» его модели, приведенной на рис. 1.11 (см. также Yamauchi и др., 2003). Сверхзвуковой всплеск потока сразу за магнитопаузой (см. рис.. 4.1.2.А2), может быть интерпретирован в терминах 'сопла Лаваля1 (рис. 4.1.2.1 и 1.11) согласно теории Yamauchi и Lundin (1997). Мы полагаем, что именно 'подымающийся фланг лобной доли хвоста' представляет препятствие для потока МГС около магнитопаузы (Paschmann и другие, 1976), или, другими словами — 'почти вертикальное задняя стенка внешней горловины каспа (в сторону хвоста)' (Savin и другие, 1998b). Препятствие замедляет и отклоняет поток МГС, так, что образуется турбулентный пограничный слой как в застойной области перед препятствием, так и в его следе (см. рис. 1.13 и Haerendel, 1978). Yamauchi и Lundin (1997) предложили, что поток ионосферных ионов может является причиной обратного скачка скорости потока МГС к дозвуковому значению. Хотя Polar и регистрировал кислород и Не+ во внешнем каспе и ТПС (см., например Grande и др., 1997), мы считаем, что это нагружение потока МГСплазмы — не основная причина скачка скорости плотного обтекающего потока: ионосферные частицы дают незначительный вклад в среднюю плотность и удельную энергию, в то время как и давление постоянного магнитного поля (Ет) на задней стене каспа, и его всплески в ТПС достигают величины, сравнимой с плотностью энергии ионов, Es (~ Ethermai в случае Polar) в МГС (см. рис. 4.1.2.А2(d), Bl (d) и Savin и др., 1998а, Ь) .

Многоточечные данные 27 января 1997 позволяют оценить глубину ТПС в ближнем хвосте ~ 2 RE из сравнения данных спутниксубспутник (см. раздел 5 и Savin и др., 2005а). Взаимодействие потока с горловиной каспа приводят к существенному преобразованию кинетическое энергии МГС в тепловую даже вниз по потоку от каспа (раздел 5.2): отношение Wkin/nTi повышается от 20 до 50% на низких широтах (см. зону '2' на рис. 1.13). Магнитозвуковое число Маха в невозмущенном МГС (Ms ~ 2) понижается до.

Ms ~1 вниз по течению за локальным препятствием (каспом). Одновременное отношение температур ионов на Интерболе-1 и Geotail. (после пересчета для одного и того же X) составляет 1.5−1.8.

В двух случаях, описанных в (Savin и др., 1998b, см. также раздел 4.1.1), МГС/ОТ переход включает прохождении тонких магнитных. барьеров, которые имеют |В|2/8я ~ nTi + Wkin и в МГС ив ОТ. Этот барьер не воспроизводится в моделировании медленных или промежуточных ударных волн (см. например, Karimabadi и др., 1995). Преобразование энергии в ТПС значительно отличается от тонкого перехода через ударную волу (см. раздел 7.4). Точно так же возмущенную область в 09:45—10:00 UT 19 июня 1998 г. на рис.З.Аб (см. раздел 3.2) нужно рассматривать как единую 'толстую' зону перехода с протяженными каскадами нелинейных колебаний и с локальным разрывами (например, магнитопауза и граница потоков в ~ 09 UT). Присутствие ускоренных сверх-альвеновских струй (см. разделы 3.4 и 7.5) в части ТПС, расположенной в текущем потоке (ср. с застойными областями 2 и 21 апреля 1996 г., Savin и др., 1998b и 2001), очевидно, противоречит МГД описанию тонких ударных волн.

Более высокий наклон магнитных спектров мощности в ТПС ~ 2 — близок к характерному наклону спектров флуктуаций в развитой самосогласованной кинетической турбулентности в геомагнитном хвосте, подобно околоземному нейтральному слою во время суббурь. Меньший наклон ~ 1 может быть за счет «мерцающего шума» (flickering noise, см. Zelenyi и Milovanov, 1998) .

Мы хотели бы также отметить, что ТПС обеспечивает вторичное пересоединение магнитного потока при любом повороте магнитного поля на границе магнитослоя и магнитосферы. Этот магнитный поток, пересоединенный на мелких масштабах (см. раздел 4.2), в среднем способен обеспечить магнитосферную конвекцию {Haerendel, 1978, Hultqvist и др. 1999). Фактически, здесь мы касаемся открытой критической проблемы взаимодействия солнечного ветра и магнитосферы, а именно: где геомагнитные силовые линии «открываются» для проникновения солнечной плазмы? Наше теперешнее понимание — что этот процесс является многоточечным и многомасштабным (ср. Sandahl, 2002, Maynard, 2003, Maynard и др., 2003). Мы полагаем, что переход магнитослой — касп играет доминирующую роль в этом процессе, по крайней мере, при умеренно возмущенном солнечном ветре.

Зависимость широтного положения каспа в ионосфере от угла наклона диполя (см., например, Hultqvist и др. 1999, Мегка и другие., 2000) имеет естественное объяснение, если ТПС — основной источник солнечной плазмы в каспах:

— чем больше наклон диполя (т.е., чем ближе ось диполя к направлению на Солнце), тем больше горловина каспа открывается внешнему потоку МГС (то есть, задняя стенка горловины каспа представляет’все более крутое препятствие для потока МГС);

— чем глубже смещение/ проникновение горловины в сторону геомагнитного хвоста, тем глубже плазма из МГС будет проникать на хвостовые силовые линии как за счет прямого динамического давления потока плазмы на заднюю стенку горловины, так и за счет «размытия» этой стенки при турбулентной диффузии и вторичном пересоединений;

— чем глубже проникновение плазмы (и/или отклонение линии потоком в хвост), тем дальше в сторону хвоста области с солнечной плазмой проектируется в полярную шапку, то есть касп наблюдается на более высоких инвариантных широтах.

Обратите внимание, что зависимость положения каспа от угла наклона диполя не имеет объяснения при 'традиционном' подходе, учитывающем только глобальное крупномасштабное пересоединения магнитных полей на гладкой магнитопаузе (см. раздел 4.2).

Для сравнения нестационарных инжекций ионов, связываемых с пересоединением, на больших и низких высотах (см. раздел 1.1 и Fuselier, 1995), рассмотрение обрезаний по энергии функций распределений ионов должно учитывать рассеивание ионов в ТПС. Мы хотели бы еще раз отметить, что ТПС не только регулирует проникновение потоков ионов из отдаленных от каспа точек пересоединения (например из RRS на рис. 4.1.2.A3), но также обеспечивает локальное проникновение и ускорение плазмы. Так что неудивителен разброс расстояний, вычисляемых до точки инжекции ионов в слишком упрощенной стационарной модели (раздел 1.1 и Fuselier, 1995): как мы видели (ср. Maynard, 2003), проникновение плазмы может происходить одновременно в нескольких точках, включая высокоширотную магнитопаузу, в существенно нестационарном режиме.

При отклоненном от Солнца (в сторону хвоста) диполе данные Интербола показывают наличие размагниченной горячей плазмы из МГС в 1 плазменных облаках1 под магнитопаузой, которые имеют масштабы в несколько RE, (разделы 3.2 и 3.3). «Толстая» многослойная структура границы подразумевает наличие неравновесного погранслоя, соединяющего две разные (прежде всего, по средней скорости и вмороженному магнитному полю) плазмы, причем 'плазменное облако' (из-за его большого теплового давления) представляет собой локальное препятствие (частично поглощающее) для набегающего потока плазмы из магнитослоя. Наблюдаемые волны высокой амплитуды, а именно их электрическое поле (поскольку при высоком тепловом давлении ионов магнитные силы малы, см. раздел 7.5), и воздействуют на частицы набегающего бесстолкновительного потока, отклоняя их как за счет ускорения вдоль магнитопаузы, так и за счет торможения в нормальном направлении (см. раздел 3.4). Крупномасштабные 'плазменные облака' могут быть существенны для взаимодействия магнитосферы и магнитослоя как значительные резервуары солнечной плазмы, которые, в свою очередь, являются источником плазмы для остальной магнитосферы и ионосферы. Насколько нам известно, до сих пор не обращалось должного внимания на ускорение плазмы вниз по потоку за счет инерционного дрейфа в неоднородном электрическом поле, нормальном к магнитному полю, поскольку ускоренные потоки приписывались крупномасштабному пересоединению (разделы 1.1 и 4.2), неэффективному в плазме с большим тепловым давлением (см. раздел 7.5).

Асимметричное обтекание потока МГС вокруг каспов показано на рис.З.В7: летом (преимущественно, положительные углы наклона диполя) поток МГС генерирует ТПС на границе внешнего каспа в открытой для силовых линий магнитослоя горловине каспазимой (отрицательные углы наклона) ТПС расположен как над магнитопаузой, так и на внешней границе ПО. Общее отличие открытой горловины с минимумом |В| (см., например, рис. З. В5) от ПО — то, что магнитопауза на внутренней кромке открытой горловины (см. рис 3.6) эффективно изолирует электроны МГС и большинство ионов от магнитосферы. Данные по энергичным электронам показывают, что в большинстве случаев ПО имеет закрытую топологию. Вероятность пересечения ПО для GSM |Z|> 4 RE при наклоне диполя < -5 градусов составляет ~ 25%. Таким образом, ПО присутствует довольно регулярно во внешнем каспе, и, как отмечалось выше, они могут играть существенную роль в наполнении магнитосферы солнечной плазмой МГС, а также обеспечивать захват мягких энергичных частиц в минимуме |В| (ср. раздел 3.2 и Шабанский и Антонова, 1968) .

МГДмоделирование (см., например, Maynard, 2003) демонстрирует, что области с низким |В| появляются при отрицательных углах наклона диполя внутри магнитопаузы в окрестности каспа, таким образом подтверждая, что 'плазменные облака' представляют собой необходимый элемент глобального равновесия на магнитосферной границе. Напомним, что эффективная вязкость за счет эффекта конечного ионного гирорадиуса (см. раздел 1.1 и Hultqvist и др. 1999), который как раз и проявляется при низком | В | и наблюдаемых энергиях тепловых ионов в ПО, может объяснить эффективное размыкание геомагнитных силовых линий во внешнем каспе (т.е. переброс магнитного потока в геомагнитный хвост с дневной стороны магнитосферы и, соответственно, магнитосферную конвекцию). Очевидно, что эта эффективная вязкость может быть эквивалентна обсуждавшемуся выше микропересоединению в условиях слабого магнитного поля: хотя исходные приближения, упрощающие сложную нелинейную задачу, — разные, при их корректном применении результаты должны быть близки в области применимости упрощающих предположений. В Boardsen и др., (2000) приведена эмпирическая модель магнитопаузы в зависимости от угла наклона диполя по данным Hawkeye-1. Мы воспроизводим на рис. 7.1.1 их рисунок для углов наклона диполя «+» (верхняя часть рисунка) и «-» (нижняя часть рисунка) 35 градусов. Видна четкая асимметрия магнитопаузы:

— при наклоненном к Солнцу диполе (верхняя часть) магнитопауза прогнута, что соответствует застойной области в открытой горловине каспа (ср. рис. З. В7);

— при отрицательных углах наклона диполя — магнитопауза гладкая, что согласуется с регистрацией 'плазменных облаков' под магнитопаузой.

Подобное увеличение угла атаки магнитопаузы за каспом также регистрировалось, например, на Прогнозе-7 (Иванов и Стяжкин, 1987), правда авторы не анализировали зависимости угла атаки от угла наклона диполя.

Отметим также то, что подразумевалось в предыдущих разделах, но прямо не обсуждалось: вероятность регистрации регулярной картины взаимодействия и при открытой горловине каспа, и при 'плазменном облаке' внутри каспа, даже при больших углах наклона (по модулю свыше 10 градусов) не превышает 35%. В остальных случаях наблюдаются нерегулярные переходы тудаобратно, причем как под воздействием возмущений в солнечном ветре (с учетом внутренней динамики возмущений в магнитослое, см., например, появление альвеновского потока после падения динамического давления в SW в 08:20 UT на рис. 3.3, раздел 3.4), так и за счет возмущений в ТПС. Последнее хорошо иллюстрируется рис. 3.6 (см. раздел 3.3): при исключительно спокойном солнечном ветре зона мелкомасштабных возмущений в |В| видна в течение большего времени, чем последующее крупномасштабное 'плазменное облако'. Статистическое изучение подобных переходов по данным Интербола-1, практически, не представляется возможным: Зхмерные функции распределения заряженных частиц регулярно измерялись с разрешением в 2 минуты (1 оборот КА), ионные данные с разрешением ~ 10 с (см. разделы 3.3 и 3.4) в каждом (достаточно редком) случае должны были тщательно сопоставляться как с другими измерениями энергетических спектров ионов (с разрешением 2 минуты по полному углу и 3 с по энергии), так и с измерениями потока ионов (разрешение не хуже 1 Гц), поскольку реальный охват их угловых измерений составляет ~ 50%. Например, для 4 случаев 15−27 июня 1998 г. (рис. 3.6- 3.7) только 19 июня имеются ионные моменты с разрешением 10 с. Возвращаясь к рис. 3.6, магнитные возмущения в окрестности магнитопаузы имеют вэйвлетные спектры, подобные спектрам ТПС на рис. 4.3.1 и 4.1.2.ЗЬ, спектры и би-спектры потока ионов также подобны. Так что этот случай 23 июня 1998 г. является хорошим подтверждением локального происхождения нелинейных волн в ТПС, которые могут служить эффективным препятствием для набегающего потока вместо регулярного токового слоя на более низких широтах (см. подробнее раздел 7.5). Переход же к хаотическому поведению является характерной чертой для динамики сложных нелинейных систем (ср. раздел 7.6). Кстати, результат изучения магнитопаузы Boardsen и др., (2000) по данным Hawkeye-1 (рис. 7.1.1, см. обсуждение выше) свидетельствует о том, что средняя форма магнитосферного препятствия определяется углом наклона магнитного диполя не только при наличии 'плазменных облаков1, т. е. горловина каспа при отрицательных углах наклона диполя, по всей видимости, контролируется, в среднем, геомагнитным полем также и в «хаотическом» режиме.