Аннотация результатов, полученных в 2016 году
По одновременным наблюдениям на орбите Марса двух спутников впервые корректно использованы данные измерений межпланетного магнитного поля и характеристик солнечного ветра для оценки их влияния на величину потерь тяжелых атмосферных ионов, индуцированных солнечным ветром. Одновременная работа двух спутников, Mars Express с плазменными приборами и MAVEN с магнитометром и плазменным приборами, впервые позволяет проводить такие исследования на основе одновременных наблюдений одного из спутников в солнечном ветре, а второго в магнитосфере Марса. Мы использовали одновременные наблюдения на двух аппаратах, когда спутник MAVEN находился в потоке солнечного ветра, а Mars Express пересекал магнитосферу Марса. Результаты одновременных измерений межпланетного магнитного поля и параметров солнечного ветра по измерениям на MAVEN за период с начала его работы в октябре 2014 г. по февраль 2016 г. и величина потоков тяжелых ионов по измерениям на Mars Express были использованы (с учетом запаздывания между измерениями на MAVEN и измерениями на Mars Express) для анализа величины и пространственного распределения убегающих ионов в магнитно-ориентированной системе координат. Периоды наблюдения нестационарных потоков солнечного ветра (связанных с межпланетными ударными волнами, корональными выбросами массы и коротирующими взаимодействующими потоками) были определены по магнитным и плазменным измерениям на спутнике MAVEN. Одновременно на спутнике Mars Express был измерен поток тяжелых ионов. В результате были получены средние значения атмосферных потерь за приблизительно полуторагодовой интервал и показано, что поток тяжелых ионов в хвосте магнитосферы Марса во время нестационарных событий возрастает в 1.5 раза по сравнению со спокойными периодами. Нами также показано, что ионосферная и захваченная (образующаяся при ионизации атомов экзосферы) плазменные популяции в ближнем хвосте Марса (-1.2 RM < X < -1.6 RM) занимают в поперечном сечении различные области. Так, низкоэнергичные (ионосферные) ионы наблюдаются в центральной части хвоста, а потоки энергичных (захваченных) ионов наблюдаются, в основном, во внешних областях хвоста. По новому наблюдательному материалу подтвержден ранее полученный другими авторами результат об уменьшении потока низкоэнергичных ионов с расстоянием от Марса, по-видимому, за счет возврата части этого потока к Марсу. В результате проведенных исследований показано, что наиболее интенсивный поток энергичных атмосферных ионов у Марса, захваченных солнечным ветром, наблюдается на высоких магнитных широтах в магнитных координатах MSE. Этот результат впервые позволяет применить модель аккреционной магнитосферы для описания взаимодействия солнечного ветра с атмосферой Марса. По данным наблюдений космического аппарата MAVEN в областях ближнего хвоста магнитосферы Марса (на радиальных расстояниях от планеты -1.5 < XMSO < -1RM, где RM-радиус Марса) и в пограничном слое, создана база наблюдений токовых слоев, включающая 278 событий. Анализ магнитной структуры ТС в предположении их одномерности и квазистационарности на протяжении короткого интервала их пересечения космическим аппаратом позволил восстановить пространственные профили плотности тока вдоль нормали к слою, оценить толщину слоя и плотность тока в нем, а также определить токонесущую плазменную компоненту. Показано, что в ТС часто присутствует ненулевая шировая компонента магнитного поля (параллельная или антипараллельная току в слою), усиливающаяся к центру слоя. Подобные пространственные распределения магнитного шира скорее всего связаны с внутренней динамикой ТС. Установлено что, величина магнитного шира, а также величина нормальной компоненты магнитного поля влияют на толщину и плотность тока в слое, вызывая увеличение толщины и ослабление плотности тока в слое. Аналогичные эффекты наблюдаются при увеличении доли тяжелых ионов в слое. Для описания ТС в магнитосфере Марса была построена гибридная самосогласованная модель, основанная на квазиадиабатической динамике ионов кислорода и учитывающая наличие ненулевой шировой компоненты магнитного поля. Получено хорошее соответствие между модельными оценками толщины и плотности тока в слое и наблюдениями соответствующих характеристик ТС в хвосте магнитосферы Марса. Также в моделировании воспроизведен наблюдаемый эффект утолщения и ослабления тока в слое с ростом величины нормальной и шировой компонент магнитного поля в центре слоя.

Аннотация результатов, полученных в 2017 году
1) По данным измерений потоков атмосферных ионов (O+ и O2+) в хвосте магнитосферы Марса на спутнике Марса Mars Express, проведенным за 22 месяца его совместных измерений с измерениями в солнечном ветре на спутнике MAVEN, получены следующие предварительные результаты. Показано, что в системе координат MSE (Mars Solar Electric), связанной с направлением электрического поля в солнечном ветре E = -1/c [VхB] (где V - скорость солнечного ветра, B - вектор магнитного поля), поток ускоренных планетных ионов в области терминатора и в ближнем хвосте магнитосферы, является асимметричным, так что наибольший поток наблюдается на высоких северных и южных широтах Марса системы координат MSE. Это согласуется с ранее предложенной для Венеры моделью аккреционного хвоста (Vaisberg, Zelenyi, 1984; Zelenyi, Vaisberg, 1985), объясняющей это явление асимметричной нагрузкой магнитных силовых трубок, с большей нагрузкой там, где магнитные трубки перпендикулярны скорости потока плазмы. По данным совместных измерений на двух спутниках величина атмосферных потерь для возмущенных условий в солнечном ветре, определяемым по переменным и возрастающим параметрам солнечного ветра, в 1,5 раза превышает аналогичную величину для спокойных условий в солнечном ветре. 2) По измерениям на спутнике MAVEN исследовано влияние давления солнечного ветра, потока протонов солнечного ветра, электрического поля и угла между осью Х системы координат MSO и межпланетным магнитным полем на потери атмосферных ионов через основные каналы потерь: плазменный слой, доли хвоста, пограничный слой и ионный плюм (выброс планетных ионов из магнитосферы и ионосферы Марса под действием электрического поля солнечного ветра). Эти каналы потерь определяются по пространственным характеристикам и по процессам ускорения: (a) ускоренная амбиполярным электрическим полем ионосферная плазма, аналог полярного ветра в магнитосфере Земли, (b) плазменный слой, образующийся между долями хвоста Марса за счет силы jxB в изгибах магнитных трубках хвоста, (с) пограничный слой энергичных ионов во внешней части марсианского хвоста и (d) ускоренные атмосферные ионы в обтекающем потоке плазмы. При этом поток убегающих планетных ионов с энергией > 30 эВ увеличивается линейно с ростом потока протонов и давления солнечного ветра. Влияние электрического поля солнечного ветра E = -1/c [VхB] оказалось незначительным. В то же время поток ионов с энергией менее 30 эВ (в основном, ионосферного происхождения) уменьшается с ростом потока протонов и давления солнечного ветра. При этом два эффекта приблизительно компенсируют друг друга. 3) По данным спутниковых наблюдений MAVEN выполнены статистические исследования магнитной структуры, пространственных распределений плотности тока и плазменных характеристик в токовых слоях (ТС), наблюдаемых в хвосте магнитосфер Марса на расстояниях от 1.0 до 2.8 Rm (Rm – радиус Марса) от планеты. Установлено, что толщина ТС (L) варьирует в пределах от 30 км до 400 км. Статистически подтвержден механизм формирования ТС за счет квазиадиабатической динамики ионов в хвосте магнитосферы Марса. Показано, что вне зависимости от параметров плазмы (ионного состава, плотности, температуры) скейлинг ТС, определяемый квазиадиабатической теорией, хорошо описывает пространственные масштабы токовых структур, как в магнитосферах планет с собственным магнитным полем (Земля), так и в индуцированной магнитосфере Марса. Установлено, что при малых значениях нормальной компоненты магнитного поля (BN) в центре слоя, в пространственных профилях плотности тока наблюдаются многомасштабные вложенные структуры. Статистически показано, что параметр, характеризующий вложенность возрастает с ростом относительной плотности тяжелых ионов. 4) Получены количественные оценки асимметрии в распределении плотности различных ионных составляющих относительно плоскости ТС в хвосте магнитосферы Марса. Показано, что величина асимметрии плотности для ТС из нашей базы данных варьирует в пределах от 0.05 до 20.0. Определена связь асимметрии плотности ионов в долях хвоста по обе стороны от ТС с магнитной структурой слоя, в частности с величиной шировой компоненты магнитного поля в центре слоя. Показано, что во всех ТС, в которых наблюдалась асимметрия ионной плотности также наблюдалась ненулевая шировая компонента магнитного поля, параллельная электрическому току в слое. Сделано предположение, что асимметрия плотности ионов связана с кинетическими эффектами взаимодействия квазиадиабатических ионов со слоем, а именно с асимметрией отражения/преломления ионов в ТС с ненулевым магнитным широм. 5) Показано, что увеличение потока жесткого ультрафиолетового излучения Солнца в диапазоне 0.1-50 нм по измерениям прибора Extreme Ultraviolet Monitor на спутнике MAVEN приводит к увеличению полной скорости потерь Марсом ионов малой энергии (< 30 эВ) вплоть до значения ~ 1.8х10^25 ионов/с. Анализ потоков ионосферных ионов за 22-23 циклы солнечной активности показывает, что в максимуме солнечной активности поток может увеличиваться в 5-10 раз в зависимости от величины максимума. Поток убегающих ионов с энергиями > 30 эВ не изменяется при изменении потока ультрафиолетового излучения. Полученные зависимости плотности потока убегающих атмосферных ионов от уровня жесткого ультрафиолетового излучения Солнца позволили сделать оценку плотности убегающих атмосферных ионов в ранний период существования Марса. Учитывая, что поток ультрафиолетового излучения Солнца и величина потока солнечного ветра на ранних стадиях своего развития были значительно больше, чем в настоящее время, можно оценить, что потоки убегающих атмосферных ионов на несколько порядков превышает современный уровень. 6) По данным измерений на спутнике MAVEN определены структура и характеристики дневной магнитосферы Марса при большой массовой нагрузке солнечного ветра. Массовая нагрузка потока определялась в этом случае выбросом энергичных ионов из магнитосферы Марса. Перед магнитосферой не был обнаружен магнитный барьер. Магнитосфера, расположенная между обтекающим потоком солнечной плазмы и ионосферой, отделена от них токовыми слоями, причем ток, отделяющий магнитосферу от обтекающего потока, является тангенциальным разрывом. Установлено, что нормаль к этому разрыву с достаточной точностью согласуется с модельной нормалью к границе магнитосферы. Также в магнитосфере был произведен расчет магнитного, кинетического и тепловых давлений и проведено их сравнение, которое показало, что на внешней границе магнитосферы соблюдается баланс давлений. Показано, что градиенты концентраций атомарного и молекулярного кислорода направлены к планете на протяжении всей магнитосферы, причем на этих масштабах отношение концентрации тяжелых частиц к протонам увеличивается на 2 порядка. Пропорциональность тепловой скорости и скорости конвекции плазмы в магнитосфере и уравнение состояния (диаграмма n-T с показателем степени -1,36 ± 0,1 для O+ и -1,48 ± 0,11 для O2+) сохраняются по всей толще магнитосферы. Это указывает на то, что один и тот же процесс массовой нагрузки и ускорения тяжелых частиц происходит по всей толщине дневной магнитосферы. Установлено приблизительное равенство магнитного и кинетического давлений в магнитосфере, что свидетельствует об альвеновском режиме потока в этой области. По результатам анализа сделан вывод о том, что магнитосфера на дневной стороне формируется при дрейфе магнитных силовых трубок, нагруженных тяжелыми ионами, из подсолнечной области. 7) Построена аналитическая модель взаимодействия солнечного ветра с верхней атмосферой Марса. Для упрощения в модели не учтены поправки на асимметричное положение ионопаузы из-за наличия магнитных аномалий в одном из полушарий Марса. Получены и проанализированы приближенные аналитические выражения для скорости и плотности потока фотоионизованной плазмы в области терминатора. Скорость фотоионизованной плазмы (протонов и ионов кислорода) на терминаторе составила несколько десятков км/с , концентрация n - от 10 до 1000 см-3, в зависимости от высоты над поверхностью планеты. Оценки, полученные из численного эксперимента на терминаторе, с высокой точностью согласуются с аналитическими. Полученные численные результаты основаны на имеющихся экспериментальных зависимостях распределения плотностей тяжелых ионов с расстоянием от планеты. Показано, что в северном полушарии, где магнитные аномалии отсутствуют, наблюдения хорошо совпадают с модельными результатами. В южном полушарии ситуация сложнее, поскольку наблюдающиеся там магнитные аномалии достаточно велики и оказывают сильное влияние на высоту ионопаузы, а соответственно, на динамику солнечного ветра при обтекании препятствия. Внешние линии поля аномалий пересоединяются с линиями межпланетного магнитного поля, что позволяет части протонов и электронов солнечного ветра с высокой энергией проникать в глубокие слои атмосферы Марса, нагревая и ионизируя ее. В рамках аналитической модели рассмотрено взаимодействие Марса с солнечным ветром, и в частности — формирование ионопаузы, магнитных хвоста и мантии, a также возникновение фотоплазмы внутри магнитного барьера. Показано, что эти процессы согласуются с теорией Альфена (Alfven, 1956) о формировании магнитного барьера. По результатам теоретических исследований и численного эксперимента защищена дипломная работа студента МФТИ А.А. Нечаева и готовится материал для публикации.

Аннотация результатов, полученных в 2018 году
Проведен анализ влияния состояния солнечного ветра на потоки убегающих в космическое пространство атмосферных ионов через хвост магнитосферы и плюм (образующийся на фланге планеты). На основании величины относительного стандартного отклонения модуля магнитного поля (σ(B)/B), состояние солнечного ветра определялось как стационарное (при σ(B)/B < 0.15) либо нестационарное (σ(B)/B > 0.15). Было показано, что во времена нестационарных условий в солнечном ветре потоки атмосферных ионов через хвост магнитосферы выше, чем при стационарных, по измерениям, проведенным в диапазоне -2 Rm < X < -1Rm. Также при нестационарных условиях в солнечном ветре потоки атмосферных ионов через плюм выше, чем при стационарных, в диапазоне расстояний вдоль оси Zmse до 1.5 Rm, а на больших расстояниях потоки в плюме не изменяются. Показано, что дневная магнитосфера Марса, как слой между обтекающим потоком солнечной плазмы и ионосферой, существует постоянно. Это противоречит довольно распространенным утверждениям, что поток солнечного ветра напрямую взаимодействует с ионосферой Марса. При средней толщине ~200 км магнитосфера заполняется накопленными планетными ионами во время конвекции магнитных силовых трубок от дневной стороны к терминатору. Показано, что структура магнитосферы и магнитный барьер, образующийся в области обтекания препятствия потоку солнечной плазмы, в большой степени зависит от ориентации электрического поля. Анализ структуры магнитосферы в системе координат MSE (магнитно-солнечно электрическая) Магнитосфера как специфическая область между потоком в магнитослое и ионосферой была идентифицирована во всех 44 пересечениях дневной области взаимодействия плазмы солнечного ветра с марсианской атмосферой под солнечным зенитным углом ~70° в северной части планеты. Магнитопауза характеризуется ступенчатым увеличением плотности планетарных ионов O+ и O2+ к плотности протонов. Плотность ионов O+ и O2+ увеличивается на 2-3 порядка по толще магнитосферы, которая в среднем составляет ~200 км. Энергия тяжелых ионов уменьшается с уменьшением высоты до тех пор, пока она приблизительно не сравняется с энергией ионосферных ионов на границе ионосферы. Численная величина плотности планетарных ионов и ее высотные профили указывают на их происхождение путем захвата ионов внутри магнитосферы при конвекции к терминатору. Структура магнитного барьера и магнитосферы существенно изменяется в зависимости от местоположения в координатах системы MSE, которые определяются направлением магнитного поля и, как следствие, направлением электрического поля. Существуют разновидности в типичных структурах магнитослоя и магнитного барьера, наблюдаемых в различных секторах системы координат MSE. В секторе № 1 (в котором электрическое поле направлено вверх от планеты) магнитный барьер начинает формироваться в магнитосфере далеко за пределами магнитосферы, и средняя величина максимума магнитного поля достигает значений 25-30 nT, что выше, чем на других магнитных широтах; в секторе № 2 (в котором электрическое поле направлено по касательной по отношению в поверхности планеты) магнитный барьер часто структурирован и может быть менее развит; в секторе № 3 (в котром электрическое поле направлено к планете) магнитный барьер начинает формироваться в магнитослое и средняя величина максимума магнитного поля достигает значений 15-20 нТ, которые ниже, чем в секторе № 1. Структура магнитосферных областей определяется направлением межпланетного магнитного поля и, следовательно, направлением электрического поля солнечного ветра. Оно контролирует захват ионов трубками магнитного потока солнечного ветра, входящими в подсолнечную область магнитосферы, ускорение планетарных фото-ионов при конвекции трубок потока к терминатору, ускорение и конвекцию захваченных ионов с образованием хвоста шлейфа в сечении восходящего электрического поля солнечного ветра, а также удержание планетарных ионов пикапа в магнитосфере в противоположном секторе. В секторе № 2 магнитосфера достаточно нарушена, что может быть связано с нестационарным вхождением в магнитосферу труб магнитного потока. По результатам работы опубликована статья: Vaisberg, O. L., Ermakov, V. N., Shuvalov, S. D., Zelenyi, L. M., Halekas, J., DiBraccio, G. A., et al. (2018). The structure of Martian magnetosphere at the dayside terminator region as observed on MAVEN spacecraft. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 123.https://doi.org/10.1002/2018JA025202 На большой статистике наблюдений Токового Слоя (ТС) в хвосте магнитосферы Марса (334 пересечения спутником MAVEN) исследована магнитная структура ТС и его плазменные характеристики в зависимости от радиального расстояния от планеты. Установлено, что многомасштабные ТС, в которых очень тонкий и интенсивный слой (с толщиной порядка или менее гирорадиуса тепловых протонов) вложен в более толстый слой с меньшей плотность тока, наблюдаются, в основном, на расстояниях Xmso ~ -1.0 - -1.5 Rm (где Rm - радиус Марса). Локализация тонких вложенных ТС в пределах данного диапазона расстояний согласуется с диапазоном радиальных расстояний, на которых с наибольшей вероятностью наблюдались ускоренные ионные потоки движущиеся к Марсу. Также примерно в этом диапазоне расстояний наблюдались признаки наличия метастабильного состояния ТС по отношению к возбуждению тиринг неустойчивости. Результаты наблюдений указывают на то, что если развитие неустойчивости в тонких вложенных ТС приведет к магнитному пересоединению, то с наибольшей вероятностью это произойдет на радиальных расстояниях Xmso ~ -1.0 - -2.0 Rm. Для исследования процессов фотоионизации и перезарядки нейтральных атомов с дальнейшим нагружением ими плазмы солнечного ветра вокруг ионопаузы Марса была адаптирована модель, применимая ранее к описанию аналогичных процессов вблизи Венеры (Зеленый и Вайсберг, 1982). В рамках двухмерной модели движущихся магнитных силовых трубок, нагружаемых ионизированными атомами кислорода, численно получены графики зависимостей скорости и плотности потока ионов от зенитного угла, для разных параметров модели. В виду сильных модельных упрощений и недостаточности экспериментальных наблюдений, результаты моделирования плохо описывали наблюдения. Поэтому основное внимание было переключено на вопросы учета вынесенных силовых трубок с ионами из лобовой части в хвост индуцированной магнитосферы Марса и формирования токового слоя хвоста в условиях, когда в ионном составе плазмы помимо протонов присутствуют фотоионы кислорода. Показано, что, в отличие от замагниченных электронов, движение протонов и ионов кислорода в токовом слое хвоста является квазиадиабатическим, т.е. происходит с сохранением квазиадиабатического интеграла движения Iz. Таким образом, для описания токового слоя хвоста оказалось возможным применить гибридную модель токового слоя, ранее разработанную для хвоста магнитосферы Земли (Zelenyi et al., GRL, 2006). В рамках этой модели показано, что в присутствии ионов кислорода в хвосте формируется многомасштабный токовый слой, в котором более узкий токовый слой толщиной менее 100 км вложен внутрь более широкого слоя толщиной ~ 400 км, что сопоставимо с гирорадиусами частиц в хвосте Марса. Вся эта многослойная конфигурация вложена в еще более широкий плазменный слой. Показана общность многомасштабных токовых структур, представляющих собой вложенные сравнительно тонкие токовые слои в хвостах магнитосферах Марса и Земли. Полученные в результате моделирования самосогласованные пространственные распределения плотности тока и плазмы в хвосте Марса очень хорошо согласуются с распределениями плотности тока в ТС хвоста Марса, наблюдаемыми спутником MAVEN. Теоретические расчеты были использованы в статьях Grigorenko et al. (JGR, 2017; SSR, 2017). По материалам работы принята к печати статья Zelenyi L., Malova H., Grigorenko E., Popov V., Delcourt D., Current sheets in planetary magnetospheres, Plasma Physics and Controlled Fusion, 2018. На основании полученного опыта построения теоретических моделей для исследования процесса фотоионизации и нагружения плазмы солнечного ветра фото ионами вокруг ионопаузы Марса можно рекомендовать следующее: в целом, для описания процессов, происходящих в ионосфере Марса и ее окрестности, адаптация модели другой планеты может оказаться неприменимой. Это связано с необходимостью учесть особенности каждой планеты и опираться на имеющиеся для данной планеты экспериментальные данные, иногда довольно скудные, что может вызвать расхождение модельных и экспериментальных результатов. С теоретической точки зрения основной рекомендацией для оценки процесса фотоионизации и нагружения плазмы солнечного ветра фото ионами является необходимость выбора адекватной модели для описания соответствующих процессов. Так, для описания процессов фотоионизации атомов кислорода на дневной стороне Марса желательно разработать не двухмерную модель с цилиндрической симметрией, а более реалистичную трехмерную модель. Для описания токового слоя хвоста магнитосферы Марса МГД приближение неприменимо, так как токовый слой часто представляет собой многомасштабную структуру с очень вложенным слоем, расположенным в его центральной плоскости. Толщина тонкого вложенного слоя порядка или даже меньше гирорадиуса тепловых протонов. Такие токовые структуры хорошо описываются кинетической квазиадиабатической моделью.