Динамика заряженных частиц в геомагнитном поле в процессе его инверсии. Радиационная обстановка Земли и Европы — спутника Юпитера. тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.02, кандидат наук Царева Ольга Олеговна

• Царева Ольга Олеговна
• кандидат наук
• 2021

Оглавление диссертации кандидат наук Царева Ольга Олеговна

Введение

I. Строение магнитосферы Земли: радиационные пояса

II. Механизмы диссипации атмосферы Земли

III. Наблюдательные и теоретические обоснования инверсии

111.а Палеомагнетизм

111.Ь Модели геодинамо

1у. Математическая модель магнитного поля

V. Возможные угрозы во время инверсии: история исследований

у1. Интерес к Европе как потенциально обитаемому спутнику Юпитера

Цель работы

Научная новизна работы

Научная и практическая значимость результатов

Основные положения, выносимые на защиту

Апробация работы

Публикации по теме диссертации

Личный вклад автора

Структура диссертации

Глава 1. Эволюция радиационных поясов в рамках теории Штермера

§ 1.1 Модель осесимметричного магнитного поля

§ 1.2 Теория Штермера и ее развитие для квадрупольного поля

§ 1.3 Развитие теории Штермера на случай суперпозиции диполя и квадруполя.

Конфигурация областей захвата

§ 1.4 Заключение

Глава 2. Диссипация атмосферы во время геомагнитной инверсии

§ 2.1 Оценки размеров дневной магнитопаузы и плазмопаузы

2.1.1 Оценка размера магнитопаузы

2.1.2 Оценки размеров плазмосферы и площади поперечного сечения магнитосферы

2.1.3 Плазмосферные плюмы и плазмосферный ветер

§ 2.2 Механизмы ускорения ионов в ионосфере Земли

2.2.1 Полярный ветер

2.2.2 Авроральный ветер

2.2.3 Полярный и авроральный ветры в дипольно-квадрупольной магнитосфере

2.2.4 Захват ионов солнечным ветром

§ 2.3 Заключение

Глава 3. Оценка радиационной обстановки на Земле во время инверсии

§ 3.1 Космические лучи и их взаимодействие с магнитосферой и атмосферой

Земли

§ 3.2 Численная модель взаимодействия КЛ с эволюционирующим магнитным

полем Земли

§ 3.3 Оценка доз радиации на Земле и в околоземном пространстве

§ 3.4 Заключение

Глава 4. Оценка радиационной обстановки на Европе — спутнике Юпитера

§ 4.1 Спектры радиационных поясов Юпитера

§ 4.2 Моделирование распределения заряженных частиц на поверхности Европы

4.2.1 Численная модель динамики заряженных частиц радиационных поясов Юпитера

4.2.2 Электрические и магнитные поля Юпитера и Европы

4.2.3 Динамика заряженных частиц в приближении ведущего центра . . 87 § 4.3 Результаты моделирования и сравнение с приближением ведущего центра 88 § 4.4 Заключение

Заключение

Благодарности

Литература

Приложение А. Формула мощности поглощенной дозы радиации

Приложение В. Расчет площадей полярных шапок и экваториального пояса

Приложение С. Переход между системами координат Юпитера и Европы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Динамика заряженных частиц в геомагнитном поле в процессе его инверсии. Радиационная обстановка Земли и Европы — спутника Юпитера.»

ВВЕДЕНИЕ

Тела солнечной системы находятся в постоянном потоке заряженных частиц, инжектированных Солнцем и приходящих из нашей галактики, т. е. в потоке солнечных и галактических космических лучей. Поток заряженных частиц отклоняется от своей первоначальной траектории под воздействием собственного магнитного поля тела (планеты или спутника). При этом часть ионизированных частиц захватывается магнитным полем и образует так называемые радиационные пояса, а некоторая часть частиц вторгается в верхние слои атмосферы и проникает на поверхность, составляя естественную фоновую радиацию. Интерес представляет радиация на небесных телах, предполагающих наличие жизни, например на Земле или на спутнике Юпитера, Европе, имеющей потенциально обитаемый океан. Радиационная обстановка на поверхности планеты зависит как от конфигурации и напряженности ее магнитного поля, так и от состава и плотности атмосферы.

Магнитное поле Земли нестабильно и претерпевает изменения на временных масштабах от миллисекунд до миллионов лет (McPherron, 2020). Краткосрочные изменения геомагнитного поля в значительной степени обусловлены солнечной активностью, а долгосрочные отражают изменения в ядре Земли. Самые длительные глобальные изменения магнитного поля Земли — инверсии — представляют собой смену направления геомагнитного поля. Не обнаружено никакой периодичности в смене полюсов, интервалы между инверсиями могут варьироваться от 0.1 до 50 миллионов лет, т. е. этот процесс считается стохастическим. При этом большинство ученых сходится во мнении, что сам процесс от начала до конца занимает несколько тысяч лет — от 2 до 12 тысяч лет. Интервалы постоянной полярности называются хронами, субхронами и суперхронами в зависимости от их длительности. В эти промежутки времени также происходят экскурсы (Gubbins, 1999) — кратковременные (5-10 тыс. лет) отклонения виртуальных геомагнитных полюсов на расстоянии более 45° широты от географических. Однако при экскурсах геомагнитное поле вскоре возвращается в свое прежнее состояние.

Палеомагнитные исследования, основанные на термоостаточном намагничивании пород, выявили около 20 переходов полярности (Vine & Matthews, 1963; Gubbins, 1994;

Korte & Mandea, 2008) за последние 5 миллионов лет, что подразумевает масштаб времени перехода порядка 250 тысяч лет. Последний раз инверсия магнитного поля произошла около 780 тысяч лет назад на границе эпох Матуяма-Брунеса (Haneda et al., 2020; Gubbins, 1994; Jacobs, 1994; Gubbins & Kelly, 1995; Soler-Arechalde et al., 2015), а ее продолжительность составляла 7 тысяч лет. Это значит, что человечество, как вид возникшее 240 тысяч лет назад, ни разу не переживало геомагнитных инверсий. Потому весьма заманчиво ожидать новую инверсию в ближайшем (в геологическом масштабе) будущем.

На основании наблюдений магнитное поле Земли в настоящее время ослабевает, а магнитные полюса смещаются. Скорость миграции магнитного полюса в направлении географического севера в конце XX века составляла около 15-20 км/год, сейчас она выросла до 55-60 км/год. Южный магнитный полюс движется не так быстро, как северный, но этот процесс заметен. На рисунке 1 изображен значительный сдвиг магнитных полюсов Земли 1 в период с 1900 до 2020 год: Северный и Южный полюса сместились более чем на 2000 км и 1000 км соответственно. Магнитный дипольный момент демонстрирует резкое уменьшение: примерно на 9% с 1840 года или на 30% за последние 2000 лет (Glassmeier et al., 2009a,b; Glassmeier & Vogt, 2010; Olson & Amit, 2006). Если текущее уменьшение продолжится, геомагнитное дипольное поле исчезнет в четвертом тысячелетии. Однако палеомагнитные исследования показывают, что около 12 тысяч лет назад дипольный момент был на 50% выше его текущего значения. Кроме того, фактическая напряженность поля сохраняется почти вдвое дольше, чем его средняя напряженность. И настоящее магнитное поле подобно полю в середине мелового периода, когда магнитные полюса не сменялись примерно 40 млн лет. Для экскурсов также характерно резкое снижение напряженности магнитного поля и происходят они гораздо чаще нежели инверсии. На протяжении последнего 1 млн лет обнаружено 14 экскурсов, шесть из которых считаются глобальными явлениями. Таким образом, гипотеза о приближении инверсии поля не может быть решена до сих пор.

Заметное понижения напряженности геомагнитного поля наблюдается даже раньше смены полярности как таковой. Перед инверсией растет амплитуда вековых вариаций (Gubbins & Kelly, 1995; Hoffman, 1992). Виртуальные геомагнитные полюса2 во время инверсии движутся хаотически, но в пределах ограниченной полосы долгот. Из-за сложности анализа палеомагнитных данных и большого временного масштаба рассмат-

1 Магнитный полюс — точка на поверхности планеты, в которой магнитное поле строго перпендикулярно поверхности.

2Виртуальный геомагнитный полюс — положение геомагнитного полюса, в предположении, что геомагнитное поле — это поле центрального осевого диполя. Используется в палеомагнетизме.

Рис. 1: Движение северного и южного магнитных полюсов.

https://www.ngdc.noaa.gov/geomag/GeomagneticPoles.shtml

риваемых событий (Merrill & McFadden, 1999; Valet & Meynadier, 1993) невозможно представить детальную картину поведения магнитного поля во время инверсий. В простейших моделях инверсии поля (Merrill and McFadden, 1999) предполагалось, что диполь либо уменьшается, пока не исчезает, а затем восстанавливается в противоположном направлении, либо вращается с той же напряженностью. Более сложные модели также учитывают более высокие мультиполи.

Для описания магнитного поля Земли применяются модели, основанные на механизме геомагнитного динамо (Jacobs, 1994; Kida & Kitauchi, 1998; Olson et al., 2009; Sheyko et al., 2016). С их помощью ученые воссоздают структуру палеомагнитосферы во время инверсий геомагнитного поля и проводят анализ их влияния на околоземное пространство (например, МГД-модели, представленные в работах (Glassmeier & Vogt, 2010; Vogt et al., 2004; Glassmeier et al., 2004; Stadelmann et al., 2010)). Согласно модели Glatzmaier & Roberts (1995); Glatzmaier (2002) нет необходимости, чтобы дипольный момент проходил через ноль в процессе инверсии. Например, дипольный момент во время инверсии, смоделированной Glatzmaier & Roberts (1995), достиг минимального значения, равного ~ 10 % от нынешнего. По аналогии с непосредственно наблюдаемыми изменениями полярности магнитного поля Солнца во время солнечных максимумов, Saito & Akasofu (1987) ожидал, что магнитная ось может вращаться на 180° относительно своего текущего направления, проходя через 90° во время минимального (но ненулевого) значения дипольного момента. Этот геомагнитный поворот также был смоделирован

Sheyko et al. (2016). Стоит отметить, что влияние геомагнитной инверсии на структуру всей магнитосферы, систему токов и плазму в ней до конца не изучено.

Инверсия магнитного поля вызывает закономерную тревогу у человечества, прежде не сталкивающегося с этим относительно редким явлением. Встают вопросы о радиационной опасности космического излучения для людей, для земных био- и техносфер, о диссипации атмосферы Земли в космическое пространство, а также об исчезновении озонового слоя и других элементах возможной экологической катастрофы во время геомагнитной инверсии.

Наверное, одной из самых интригующих задач человечества является поиск внеземной жизни. Европа, спутник Юпитера, наиболее перспективное небесное тело в Солнечной системе, поскольку имеет водный океан под ледяной корой, в котором не исключено наличие микроскопической жизни. Однако орбита Европы лежит в радиационных поясах Юпитера, поэтому радиация может существенно ограничивать возможность обнаружения жизни на ней. Отсюда возникает вопрос о радиационной обстановке на поверхности Европы.

i. Строение магнитосферы Земли: радиационные пояса

Изменения магнитного поля Земли также влияют на магнитосферную систему. Поэтому Siscoe & Chen (1975) ввели понятие «палеомагнитосфера», описывающее магнитосферу Земли во время инверсии магнитного поля. Палеомагнитосфера значительно отличается от текущего состояния магнитосферы, как размером и типом энергетических систем, так и распределением поля. Были исследованы различные аспекты палеомагнитосферы. Например, Siscoe & Chen (1975) рассмотрели изменение размера магнитосферы с уменьшением магнитного поля. Saito et al. (1978) классифицировали планетные магнитосферы трех типов, исходя из соотношений между вектором вращения планеты Q, дипольным моментом планеты M и вектором скорости солнечного ветра V. Первый тип включает в себя планетарные магнитосферы с || М^ ± Q, такие как магнитосферы Меркурия, сегодняшней Земли, Юпитера и Урана в его точках равноденствия на орбите. Второй тип включает магнитосферы с || iMj || V, например магнитосферу Урана вблизи точек солнцестояния Siscoe & Chen (1975), а к третьему типу относятся магнитосферы с Q ± M и Q ± V. Saito et al. (1978) предположили, что во время экскурсов и палеомагнит-ных инверсий палеомагнитосфера Земли представляла собой третий тип. Biernat et al. (1985) и Leubner & Zollner (1985) рассматривали магнитосферы, которые определяются

квадрупольным магнитным полем вместо дипольного. Biernat et al. (1985) разработали модель квадрупольной магнитосферы с помощью конформных отображений. Leubner & Zollner (1985) рассчитали магнитопаузу аксиально симметричного квадруполя по методу Чепмена-Ферраро. Магнитосферы, включающие мультиполи более высокого порядка, были исследованы в работах Willis et al. (2000). Недостатком этих моделей является то, что они являются либо двумерными (Biernat et al., 1985; Leubner & Zollner, 1985), либо высоко симметричными (Willis et al., 2000). Простые идеализированные примеры диполей и квадруполей используются для определения базовых структур для отдельных конфигураций. В работах Vogt et al. (2004, 2007) были представлены более сложные конфигурации палеомагнитосферы Земли.

Магнитосфера образуется в результате взаимодействия магнитного поля Земли с солнечным ветром (McPherron, 2020). Заряженные частицы солнечного ветра движутся к Земле, но отклоняются магнитным полем, тем самым обтекая Землю. Возникает обтекаемая, вытянутая в форме снаряда полость, называемая магнитосферой. Рисунок 2 иллюстрирует сегодняшнюю магнитосферу.

В первом приближении магнитное поле Земли можно аппроксимировать магнитным диполем с наклоном на 11° относительно оси вращения Земли. На дневной стороне, то есть на стороне, обращенной к солнцу, линии магнитного поля сжимаются солнечным ветром, в то время как на ночной стороне они вытягиваются и образуют магнитосферный хвост. Таким образом, магнитосфера простирается примерно на 60 000 км на дневной стороне и тянется на расстояние более 300 000 км от Солнца на ночной стороне. Спутниковые измерения в околоземном космическом пространстве позволили выделить отдельные области магнитосферы, отличающиеся составом, плотностью и энергией движущихся в них частиц.

Токовый слой, являющийся границей магнитосферы между магнитным полем планеты и солнечным ветром, называется магнитопаузой. Ее местоположение определяется балансом между давлением магнитного поля и динамическим давлением солнечного ветра. Толщина магнитопаузы изменяется от 100 км до 3000 км и составляет в среднем 400 — 800 км. Динамическое давление солнечного ветра уменьшается при удалении от Солнца. В результате с ночной стороны Земли формируется вытянутая кометообразная полость — хвост магнитосферы, он состоит из двух половин — северной и южной долей с небольшим количеством заряженных частиц. Эти две доли разделены плазменным слоем, областью, где магнитное поле слабее, а плотность заряженных частиц выше. Активный плазменный слой, включающий нейтральный токовый слой с высоким уровнем электромагнитной турбулентности обеспечивает регулярные высыпания заряженных

частиц в зоне полярных сияний и формирует радиационные пояса Земли.

В центре магнитосферного хвоста течет электрический ток, направленный с утренней стороны магнитосферы на ее вечернюю сторону. Этот ток поддерживает противоположно направленные магнитные поля в долях магнитосферного хвоста. Напряженность магнитных полей составляет ~ 20 — 30 нТл на расстоянии 15-20 Ие. Радиус магнитосферного хвоста в его поперечном сечении имеет тенденцию к росту с удалением от Земли и на расстоянии ~ 200 радиусов Земли (ИЕ) достигает ~ 25 — 30 .

Средняя скорость солнечного ветра вблизи орбиты Земли (~ 400 км/с) примерно в 5 раз превышает скорость магнитозвуковых волн. Поэтому перед магнитосферы с ее дневной стороны возникает головная ударная волна, генерируемая солнечным ветром, который замедляется от сверхзвуковой до дозвуковой скорости перед магнитосферой. Область пространства между ударной волной и магнитопаузой называется магнитослоем.

Магнитосфера не изолирована от солнечного ветра, через ее границу (магнитопаузу) постоянно поступают электромагнитная энергия и вещество. В магнитопаузе выделяют особые области: каспы над северным и южным магнитными полюсами планеты (— это воронки, через которые заряженные частицы, проникающие в магнитосферу, спускаются к Земле вдоль линий магнитного поля), пограничные слои с дневной стороны и на границе хвоста магнитосферы. Эти области характеризуются высоким уровнем электромагнитной турбулентности и происходящим в них пересоединением магнитных силовых линий межпланетного магнитного поля с магнитным полем Земли. В результате такого пересоединения, высвобождающаяся энергия ускоряет и нагревает плазму. Плазма солнечного ветра, поступающая внутрь магнитосферы (в плазменный слой) контролируется ориентацией межпланетного магнитного поля (ММП), вмороженного в солнечный ветер. Чем больше составляющая вектора, направленная перпендикулярно к плоскости эклиптики в сторону южного полушария, тем больше энергии поступает в магнитосферу.

Два радиационных пояса Ван Аллена представляют собой концентрические, в форме шины, пояса (показаны красным на Рис. 2) высокоэнергичных электронов и протонов, захваченных магнитным полем. Внутренний пояс расположен между 1 — 2 Ие над поверхностью Земли, хотя он намного ближе над Южной Атлантикой. Основной вклад в излучение внутреннего пояса вносят протоны с энергией 1 — 10 МэВ. Внешний радиационный пояс расположен на высотах около 4 — 7 Ие. Вклад в самые энергичные потоки внешнего пояса вносят электроны с энергиями 0.1 — 1 МэВ. Оба пояса отделены друг от друга пустой областью — «зазором». В околоземном космосе собрано много

WINAJJ1VJ 1V1 n Dl Fl ADUti. У^рЬД

Рис. 2: Конфигурация магнитосферы Земли

информации о структуре и динамике внутреннего (Van Allen et al., 1959) и внешнего (Vernov et al., 1958; Lemaire & Gringauz, 1998) радиационных поясов, и их физика подробно рассмотрена Schindler (1975).

Заполнение радиационных поясов может происходить медленно и непрерывно в результате нейтронного распада альбедо ГКЛ (с энергиями Ep > 30 МэВ) или быстро («импульсно») в результате переноса и ускорения заряженных частиц в магнитосфере под воздействием различных нестационарных процессов: возмущений электрических и магнитных полей, квазипериодических возмущений, диполизации магнитных силовых линий или вследствие динамических изменений дневной магнитопаузы. Инжекция частиц в радиационные пояса может происходить из-за быстрой конвекции во время магнитосферных суббурь, а их ускорение обусловлено резонансом между азимутальным дрейфом вокруг Земли и возмущениями крупномасштабного электрического поля во время суббурь.

Для протонов и ионов радиационных поясов основным механизмом потерь на магнитных оболочках L > 4 являются потери на ионизацию из-за взаимодействия с верхней атмосферой. Основной причиной утечек электронов во внутреннем поясе L < 1.5 выступает кулоновское рассеяние, электроны внешнего пояса L > 3 высыпаются из-за циклотронной неустойчивости, а «зазор» между поясами обусловлен рассеянием элек-

тронов на низкочастотном электромагнитном излучении.

Радиационные пояса частично перекрываются с плазмосферой (Lemaire & Gringauz, 1998). Плазмосфера, самая внутренняя часть магнитосферы Земли (показана серым цветом Рис. 2), представляет собой область в форме бублика с низкоэнергетическими заряженными частицами (холодной плазмой) и сосредоточена вокруг экватора планеты, вращающаясь вместе с ней. Ее тороидальная форма определяется магнитным полем Земли. Плотность холодной плазмы составляет 100 — 1000 см-3, энергия частиц — менее 1 — 2 эВ. В плазмосфере преобладают ионы водорода, 10 — 20% составляют ионы гелия, 5 — 10% — ионы кислорода.

Плазмосфера начинается над верхней ионосферой и простирается наружу до плазмо-паузы - внешней границы плазмосферы, колеблющейся (в зависимости от геомагнитных условий) от 4.5 Re до 8 Re. В периоды низкой геомагнитной активности плазмопауза обычно простирается до 6 Re , иногда расширяясь за пределы границы внешнего радиационного пояса, вплоть до 8 Re или даже дальше. В периоды более высокой геомагнитной активности плазмопауза перемещается ближе к внутренней границе внешнего пояса, примерно до 4.5 RE.

Кольцевой ток течет в приэкваториальной области на расстояниях 3 — 6 Re и направлен на запад (McPherron, 2020). Ток создается движением ионов с энергией 1 — 300 кэВ. В отличие от радиационных поясов, которые почти целиком состоят из протонов и электронов солнечного ветра, кольцевой ток обогащен ионами кислорода, азота и других элементов, распространенных в ионосфере. Потоки частиц кольцевого тока во время магнитосферных возмущений возрастают в 10 — 30 раз, тогда как потоки ионов в радиационных поясах в такие периоды уменьшаются.

ii. Механизмы диссипации атмосферы Земли

Атмосфера — это газовая оболочка планеты, защищающая ее поверхность от угроз из космоса: метеоритов, радиации, ультрафиолетового излучения и т. д. Масса атмосферы составляет 5.2 х 1018 кг, а высота ~ 1000 км. Атмосфера плавно переходит в межпланетное пространство в верхнем слое — экзосферу, при этом ее плотность падает. Высота, сравнимая со средней длиной свободного пробега между столкновениями, называется экзобазой, нижней границей экзосферы (Сюняев, 1986). На этой высоте частицы с энергией, превышающей гравитационную, могут убегать в открытое пространство (если их радиальная скорость направлена вверх). Таким образом Земля ежесекундно теряет около 3 кг водорода и 50 г гелия из атмосферы (Catling & Zahnle, 2009). Это явление называ-

ется диссипацией атмосферы (или атмосферным убеганием). Традиционно разделяют тепловые и нетепловые механизмы диссипации (Brain et al., 2016; Tian et al., 2013).

При тепловой диссипации высокая скорость частиц, покидающих атмосферу, обусловлена локальной температурой. Если атмосфера вблизи экзобазы находится в гидростатическом равновесии, локальное распределение частиц по скоростям соответствует распределению Максвелла. Отдельные частицы в высокоэнергичной части распределения могут достигать скорости убегания и покидать атмосферу. Этот механизм называется диссипацией Джинса. Она наиболее эффективна для атмосферных частиц с низкой массой. Экстремальная версия этого механизма, называемая гидродинамической диссипацией, возникает, когда убегающие энергичные частицы ведут себя подобно жидкости, увлекая за собой (посредством столкновений) более тяжелые частицы.

Воздействие высокого потока ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца (XUV фотонов) приводит к нагреву и последующему расширению верхних слоев атмосферы и к образованию над тепловых атомов (Сюняев, 1986). Такая атмосфера, с высоким давлением и температурой, может подвергаться гидродинамическому оттоку, также называемому планетным ветром. Считается, что гидродинамический отток лишил планеты земной группы ранних атмосфер (Lammer et al., 2018).

Нетепловые процессы диссипации атмосферы происходят, когда скорости убегающих частиц не зависят от температуры экзобазы. Большинство нетепловых механизмов связано с фотохимией или взаимодействием заряженных частиц и их поведением в электрическом и магнитном полях.

В верхних слоях атмосферы XUV фотоны высокой энергии фотоионизируют нейтральные частицы, превращая их в ион-электронные пары. Образованные ионы передают свою потенциальную энергию и заряд нейтральным компонентам атмосферы через различные реакции, такие как реакции переноса заряда, в которых быстрый ион (который был захвачен магнитным полем планеты) становится нейтральным и способен вырваться из магнитной ловушки (например, H+ + O ^ O+ + H) или реакции рекомбинации, посредством которых ионные компоненты возвращаются в нейтральное состояние (например, O+ + e- ^ O + O). Фотохимические потери важны для Марса, но не для Земли, потому что максимальная кинетическая энергия атома кислорода, приобретаемая в реакции диссоциативной рекомбинации ниже энергии убегания для планеты более массивной, чем Марс.

Воздействие быстрых ионов (солнечного ветра или радиационного пояса) выбивает атомы из атмосферы, подобно распылению с твердой поверхности. Распыление (sputtering) хорошо выражено в отсутствие планетарной магнитосферы. Также при пря-

мом воздействии солнечного ветра на экзобазу, фотоионизированные частицы могут непосредственно улавливаться потоком солнечного ветра в процессе ионного пикапа (ion pickup). Механизм обмена зарядом приводят к тому, что быстро движущиеся ионы (происходящие из солнечного ветра или магнитосферы) вырываются из магнитной ловушки, если они обмениваются зарядом с нейтралами в атмосфере.

На планете с магнитосферой вблизи магнитных полюсов силовые линии поля открыты для проникновения плазмы солнечного ветра или из магнитосферы, где частицы могут ускоряться при помощи различных процессов. Магнитосфера фокусирует поток энергии солнечного ветра в малой области атмосферы, увеличивая отток тяжелых ионов и почти не влияя на отток легких. Ионы, выходящие через открытые силовые линии магнитного поля в полярных областях и через каспы, соответствуют полярным и авроральным ветрам, см. Разделы 2.2.1 и 2.2.2.

iii. Наблюдательные и теоретические обоснования инверсии

iii.a. Палеомагнетизм

В 1906 году геолог Бернард Брюнс, исследуя лаву из Центрального массива Франции, обнаружил, что некоторые вулканические породы были намагничены противоположно направлению локального магнитного поля. В 1920-х годах Мотонори Матуяма датировал камни с перевернутым полем ранним плейстоценом (2 588 млн лет назад) или даже более старшим возрастом. Однако возможность изменения полярности Земли не обсуждалась в то время.

Большинство палеомагнитных исследований в конце 1950-х годов включало изучение блуждающих полюсов и континентального дрейфа. Было обнаружено, что некоторые вулканические породы меняют свое магнитное поле при охлаждении, однако большинство сохраняет следы магнитного поля Земли и во время охлаждения. Из-за отсутствия надежных методов получения абсолютного возраста для горных пород считалось, что изменения происходят примерно каждый миллион лет. В 1950-х годах были усовершенствованы методы радиометрического датирования и Cox & Doell (1960) создали первую временную шкалу изменений магнитной полярности. Позже Opdyke (1972) показал, что такая же картина инверсий была зафиксирована в отложениях глубоководных кернов.

В течение 50-60-х годов информация об изменениях магнитного поля Земли собиралась в основном с помощью исследовательских судов, но сложные маршруты океанских

круизов затрудняли сопоставление навигационных данных с показаниями магнитометра. Только когда данные были нанесены на карту, стало очевидно, что на дне океана появились удивительно правильные и непрерывные магнитные полосы.

Vine & Matthews (1963) и независимо Morley & Larochelle (1964) предоставили простое объяснение, объединив теорию спрединга морского дна3 (Hess, 1962) с известной временной шкалой инверсий. Полосовые магнитные аномалии океанического дна были интерпретированы как запись инверсий магнитного поля, зафиксированная в намагниченности базальтов дна океана. Расплавленный базальт выходит из хребта и распространяется симметрично в обоих направлениях. По мере того, как базальт охлаждается, он фиксирует ориентацию доминирующего магнитного поля, образуя пары магнитных полос, параллельных хребту. Базальт, вытекающий из хребта и остывающий в более поздние времена, фиксирует последующую ориентацию поля. Таким образом, морское дно действует как магнитная лента, записывающая чередующуюся последовательность ориентаций магнитного поля.

Аналогичная методика была использована для определения виртуальных полюсов Земли. Выяснилось, что виртуальные полюса «бродят» со временем. В течение многих лет считалось, что «полярное блуждание» является характеристикой магнитного поля Земли, но, как оказалось, оно свидетельствует о континентальном дрейфе. Гипотеза Морли-Вайна-Мэтьюса была первым ключевым научным испытанием теории спрединга морского дна на континентальном дрейфе. После нее теория о тектонике плит получила широкое признание.

Начиная с 1966 года ученые обнаружили, что магнитные профили через Тихоокеанско-Антарктический хребет были симметричными, как и через Срединно-Атлантический хребет Рейкьянес. Те же самые магнитные аномалии были обнаружены в большинстве мировых океанов, что позволило оценить время развития океанической коры.

В наше время считается доказанным, что Земля меняет направление своего магнитного поля. Более того, доказана корреляция между частотой смены полярности и тектонической активностью планеты. Обнаружено, что в момент инверсии, величина поля значительно понижается, но почти никогда не бывает равной нулю. Величина остаточного поля неравномерна по земной поверхности: она заметно выше в областях магнитных аномалий.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Царева Ольга Олеговна, 2021 год

ЛИТЕРАТУРА

ПОСПЕЛОВА, . A. 2000 Геомагнитные экскурсы хрона Брюнес и глобальные климатические осцилляции. Физика Земли 8, 3-14.

КУЗНЕЦОВ, B. B. 2008 Введение в физику горячей Земли. Петропавловск-Камчатский: КамГУ им. Беринга.

ПАНАСЮК, M. . & Новиков, . C. 2007 Модель космоса. Том 1. Физические условия в космическом пространстве. КДУ Москва.

СЮНЯЕВ, P. A. 1986 Физика космоса. М.: Сов. энциклопедия.

Andre, M. & Cully, C. M. 2012 Low-energy ions: A previously hidden solar system particle population. Geophysical Research Letters 39 (3), L03101.

Antonov, R. A. 2007 Radiation conditions in the lower part of the EarthYs atmosphere (up to heights of 50-60 km,), , vol. 1. Moscow: KDU.

Barabash, S. 2010 Venus, Earth, Mars: Comparative Ion Escape Rates. In EGU General Assembly Conference Abstracts, EGU General Assembly Conference Abstracts, vol. 5308.

Bespalov, V. I. 2006 The Interaction of Ionizing Radiation with Matter. [in Russian]. Tomsk: TPU Publ.

Biernat, H. K., Koemle, N. I. & Lichtenegger, H. I. M. 1985 Analytical two-dimensional model of a quadrupole magnetosphere. Planetary and Space Science 33 (1), 45-52.

Black, D. I. 1967 Cosmic ray effects and faunal extinctions at geomagnetic field reversals. Earth and Planetary Science Letters 3, 225-236.

Blanc, M., Prieto-Ballesteros, O., Andre, N., Gomez-Elvira, J., Jones, G., Sterken, V., Desprats, W., Gurvits, L. I., Khurana, K., Balmino, G., Blocker, A., Broquet, R., Bunce, E., Cavel, C., Choblet, G., Colins, G., Coradini, M., Cooper, J., Dirkx, D., Fontaine, D., Garnier, P., Gaudin, D., Hartogh, P., Hussmann, H., Genova, A., Iess, L., JAggi, A., Kempf, S., Krupp, N., Lara, L., Lasue, J., Lainey, V., Leblanc, F., Lebreton, J.-P., Longobardo, A., Lorenz, R., Martins, P., Martins, Z., Marty, J.-C., Masters, A., Mimoun, D., Palumba, E., Parro, V., Regnier, P., Saur, J., Schutte, A., Sittler, E. C., Spohn, T.,

Srama, R., Stephan, K., Szego, K., Tosi, F., Vance, S., Wagner, R., Van Hoolst, T., Volwerk, M., Wahlund, J.-E., Westall, F. & Wurz, P. 2020 Joint Europa Mission (JEM): a multi-scale study of Europa to characterize its habitability and search for extant life. Planetary and Space Science 193, 104960.

Bouhram, M., Klecker, B., Miyake, W., REme, H., Sauvaud, J.-A., Malingre, M., Kistler, L. & BlAgAu, A. 2004 On the altitude dependence of transversely heated o+ distributions in the cusp/cleft. Annales Geophysicae 22, 1787-1798.

Brain, D. A., Bagenal, F., Ma, Y.-J., Nilsson, H. & Wieser, G. S. 2016 Atmospheric escape from unmagnetized bodies. J. Geophys. Res. Planets 121.

Brain, D. A., Leblanc, F., Luhmann, J. G., Moore, T. E. & Tian, F. 2013 Planetary magnetic fields and climate evolution. In Comparative Climatology of Terrestrial Planets. Univ. of Arizona, Tucson.

Catling, D. C. & Zahnle, K. J. 2009 The planetary air leak. Scientific American pp. 36-43.

Clement, B. M. 1991 Geographical distribution of transitional vgps: Evidence for nonzonal equatorial symmetry during the matuyama-brunhes geomagnetic reversal. Earth and Planetary Science Letters 104 (1), 48-58.

Clement, B. M. & Kent, D. V. 1984 Latitudinal dependency of geomagnetic polarity transition durations. Nature 310 (5977), 488-491.

Clement, B. M. & V., K. D. 1985 A comparison of two sequential geomagnetic polarity transitions (upper olduvai and lower jaramillo) from the southern hemisphere. Physics of the Earth and Planetary Interiors 39 (4), 301-313.

Connerney, J. E. P., AcuNa, M. H., Ness, N. F. & Satoh, T. 1998 New models of jupiter's magnetic field constrained by the io flux tube footprint. Journal of Geophysical Research: Space Physics 103 (A6), 11929-11939.

Courtillot, V. & Olson, P. 2007 Mantle plumes link magnetic superchrons to phanerozoic mass depletion events. Earth and Planetary Science Letters 260 (3-4), 495-504.

Cox, A. & Doell, R. R. 1960 Review of Paleomagnetism. Geological Society of America Bulletin 71 (6), 645.

Crain, I. K. 1971 Possible Direct Causal Relation Between Geomagnetic Reversals and Biological Extinctions. Geological Society of America Bulletin 82 (9), 2603.

Crutzen, P. J., Isaksen, I. S. A. & Reid, G. C. 1975 Solar Proton Events: Stratospheric Sources of Nitric Oxide. Science 189 (4201), 457-459.

Drell, S. D., Foley, H. M. & Ruderman, M. A. 1965 Drag and Propulsion of Large Satellites in the Ionosphere: An Alfven Propulsion Engine in Space. Journal of Geophysical Research 70 (13), 3131-3145.

Dubinin, E., Fraenz, M., Fedorov, A., Lundin, R., Edberg, N., Duru, F. & Vaisberg, O. 2011 Ion energization and escape on mars and venus. Space Science Reviews 162 (1), 173-211.

Dubinin, E., Fraenz, M., PAtzold, M., McFadden, J., Halekas, J. S., DiBraccio, G. A., Connerney, J. E. P., Eparvier, F., Brain, D., Jakosky, B. M., Vaisberg, O. & Zelenyi, L. 2017 The effect of solar wind variations on the escape of oxygen ions from mars through different channels: Maven observations. Journal of Geophysical Research: Space Physics 122 (11), 11,285-11,301.

Dungey, J. W. 1961 Interplanetary magnetic field and the auroral zones. Phys. Rev. Lett. 6, 47-48.

Engwall, E., Eriksson, A. I., Cully, C. M., AndrE, M., Torbert, R. & Vaith, H. 2009 Earth's ionospheric outflow dominated by hidden cold plasma. Nature Geoscience 2 (1), 24-27.

Fairbridge, R. W. 1977 Global climate change during the 13,500-b.p. Gothenburg geomagnetic excursion. Nature 265 (5593), 430-431.

Fok, M.-C., Ebihara, Y. & Moore, T. 2005 Inner magnetospheric plasma interaction and coupling with the ionosphere. Adv. Polar Upper Atmos. Res. 19.

Galper, A. M. 2002 Kosmicheskie Luchi (Cosmic Rays). Moscow: MIFI.

Glassmeier, K.-H., Richter, O., Vogt, J., Mobus, P. & Schwalb, A. 2009a The Sun, geomagnetic polarity transitions, and possible biospheric effects: review and illustrating model. International Journal of Astrobiology 8 (3), 147-159.

Glassmeier, K.-H., Soffel, H. & Negendank, J. F. W. 2009b Geomagnetic Field Variations. Berlin: Springer-Verlag.

Glassmeier, K. H. & Vogt, J. 2010 Magnetic polarity transitions and biospheric effects. Space Sci. Rev. 155, 387-410.

Glassmeier, K.-H., Vogt, J., Stadelmann, A. & Buchert, S. 2004 Concerning long-term geomagnetic variations and space climatology. Annales Geophysicae 22 (10), 3669-3677.

Glatzmaier, G. A. 2002 Geodynamo simulations - how realistic are they? Ann. Rev. Earth Planet. Sci. 30, 237-257.

Glatzmaier, G. A. & Roberts, P. H. 1995 A three-dimensional self-consistent computer simulation of a geomagnetic field reversal. Nature 377 (6546), 203-209.

Glatzmaier, G. A. & Roberts, P. H. 1997 Simulating the geodynamo. Contemporary Physics 38 (4), 269-288.

Grasset, O., Dougherty, M. K., Coustenis, A., Bunce, E. J., Erd, C., Titov, D., Blanc, M., Coates, A., Drossart, P., Fletcher, L. N., Hussmann, H., Jaumann, R., Krupp, N., Lebreton, J.-P., Prieto-Ballesteros, O., Tortora, P., Tosi, F. & Van Hoolst, T. 2013 Jupiter icy moons explorer (juice): An esa mission to orbit ganymede and to characterise the jupiter system. Planetary and Space Science 78, 1-21.

Gubbins, D. 1994 Geomagnetic polarity reversals: A connection with secular variation and core-mantle interaction? Reviews of Geophysics 32 (1), 61-83, arXiv: https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/pdf/10.1029/93RG02602.

Gubbins, D. 1999 The distinction between geomagnetic excursions and reversals. Geophysical Journal International 137 (1), F1-F3.

Gubbins, D. & Kelly, P. 1995 On the analysis of paleomagnetic secular variation. Journal of Geophysical Research: Solid Earth 100 (B8), 14955-14964, arXiv: https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/pdf/10.1029/95JB00609.

Gunell, H., Maggiolo, R., Nilsson, H., Wieser, G. S., Slapak, R., Lindkvist, J., Hamrin, M. & De Keyser, J. 2018 Why an intrinsic magnetic field does not protect a planet against atmospheric escape. Astronomy and Astrophysics 614 (L3).

Haneda, Y., Okada, M., Suganuma, Y. & Kitamura, T. 2020 A full sequence of the matuyamaybrunhes geomagnetic reversal in the chiba composite section, central japan. Prog Earth Planet Sci 7 (44).

Harrison, C. G. A. 1966 Behaviour of the Earth's Magnetic Field During a Reversal. Nature 212 (5067), 1193-1195.

Harrison, C. G. A. & Prospero, J. M. 1974 Reversals of the Earth's magnetic field and climatic changes. Nature 250 (5467), 563-565.

Hays, J. D., Saito, T., Opdyke, N. D. & Burckle, L. H. 1969 Pliocene-Pleistocene Sediments of the Equatorial Pacific: Their Paleomagnetic, Biostratigraphic, and Climatic Record. Geological Society of America Bulletin 80 (8), 1481.

Hess, H. H. 1962 History of Ocean Basins. CO: Geological Society of America.

Hilton, H. H. & Schulz, M. 1973 Geomagnetic potential in offset-dipole coordinates. J. Geophys Res. 78, 2324-2330.

Hoffman, K. 1992 Dipolar reversal states of the geomagnetic field and coreymantle dynamics. Nature 359, 789-794.

Hoyng, P. 1993 Helicity fluctuations in mean field theory: An explanation for the variability of the solar cycle? Astronomy and Astrophysics 272, 321.

Jacobs, J. A. 1994 Reversals of the Earth's magnetic field. UK: 2nd edition, Cambridge Univ. Press.

Kalmykov, N. N. & Kulikov, G. V., R. T. M. 2007 Galactic cosmic rays, , vol. 1. Moscow: KDU.

Kargel, J. S., Kaye, J. Z., Head, J. W., Marion, G. M., Sassen, R., Crowley, J. K., Ballesteros, O. P., Grant, S. A. & Hogenboom, D. L. 2000 Europa's crust and ocean: Origin, composition, and the prospects for life. Icarus 148 (1), 226 - 265.

Katsiaris, G. A. & PsiLLAKis, Z. M. 1986 Allowed regions for the motion of charged particles in superposed dipole and uniform magnetic fields. J. Astrophys. and Space Sci. 126, 69-87.

Kida, S. & Kitauchi, H. 1998 Chaotic reversals of dipole moment of thermally driven magnetic field in a rotating spherical shell. Journal of the Physical Society of Japan 67 (8), 2950-2951.

King, J. W. 1974 Weather and the Earth's magnetic field. Nature 247 (5437), 131-134.

Kirkby, J. 2007 Cosmic Rays and Climate. Surveys in Geophysics 28 (5-6), 333-375.

Kirkby, M. J., Gallart, F., Kjeldsen, T. R., Irvine, B. J., Froebrich, J., Lo Porto, A., de Girolamo, A. & Mirage Team 2011 Classifying low flow hydrological regimes at a regional scale. Hydrology and Earth System Sciences 15 (12), 3741-3750.

Kitiashvili, I. & Kosovichev, A. G. 2008 Application of Data Assimilation Method for Predicting Solar Cycles. Astrophysical Journal Letters 688 (1), L49.

Kitiashvili, I. N. & Kosovichev, A. G. 2009 Nonlinear dynamical modeling of solar cycles using dynamo formulation with turbulent magnetic helicity. Geophysical and Astrophysical Fluid Dynamics 103 (1), 53-68.

Kivelson, M. G., Khurana, K. K., Russell, C. T., Volwerk, M., Walker, R. J. & Zimmer, C. 2000 Galileo magnetometer measurements: A stronger case for a subsurface ocean at europa. Science 289 (5483), 1340-1343.

Kivelson, M. G. & Russell, C. T. 1995 Introduction to space physics. Cambridge University Press.

Korte, M. & Mandea, M. 2008 Magnetic poles and dipole tilt variation over the past decades to millennia. Earth Planets and Space 60, 937-948.

L. Bindschadle, D., E. Theilig, E., A. Schimmels, K. & Vandermey, N. 2003 Project galileo: Final mission status 2, 13.

Lammer, H., Lichtenegger, H. I. M., Kulikov, Y. N., Griessmeier, J.-M., Terada, N., Erkaev, N. V., Biernat, H. K., Khodachenko, M. L., Ribas, I. & Penz, T. 2007 Coronal Mass Ejection (CME) Activity of Low Mass M Stars as An Important Factor for The Habitability of Terrestrial Exoplanets. II. CME-Induced Ion Pick Up of Earth-like Exoplanets in Close-In Habitable Zones. Astrobiology 7 (1), 185-207.

Lammer, H., Zerkle, A. L., Gebaüer, S., Tosí, N., Nüack, L., Scherf, M., Pilat-Lühinger, E., Gudel, M., Grenfell, J. L., Güdült, M. & Nikülaüü, A. 2018 Origin and evolution of the atmospheres of early venus, earth and mars. The Astronomy and Astrophysics Review 26.

Le, G., Blancü-Canü, X., Russell, C. T., Zhou, X.-W., Müzer, F., Trattner, K. J., Fuselier, S. A. & Anderson, B. J. 2001 Electromagnetic ion cyclotron waves in the high-altitude cusp: Polar observations. J. Geophys. Res. 106 (A11), 19067-19079.

Lemaire, J. F. 2003 The effect of a southward interplanetary magnetic field on stormerYs allowed regions. Space Res. 31 (5), 1131-1153.

Lemaire, J. F. & Gringauz, K. I. 1998 The Earth's Plasmasphere. New York: Cambridge Univ. Press.

Lemaire, J. F. & Singer, S. F. 2012 What Happens When the Geomagnetic Field Reverses?. (Washington, DC: American Geophysical Union.

LemaItre, G. & Vallarta, M. S. 1933 On compton's latitude effect of cosmic radiation. Phys. Rev. 43 (2), 87-91.

Leubner, M. P. & Züllner, K. 1985 The quadrupole magnetopause. Journal of Geophysical Research 90 (A9), 8265-8268.

Levy, R. H., Petschek, H. E. & L., S. G. 1964 Aerodynamic aspects of magnetospheric flow. AIAA J. 2, 2065.

Lüngair, M. S. 1981 High energy astrophysics. New York: Cambridge University Press.

Lundin, R. & Dubinin, E. M. 1992 Phobos-2 results on the ionospheric plasma escape from Mars. Advances in Space Research 12, 255-263.

Lutz, T. M. 1985 The magnetic reversal record is not periodic. Nature 317 (6036), 404-407.

McCormac, B. M. & Evans, J. E. 1969 Consequences of Very Small Planetary Magnetic Moments. Nature 223 (5212), 1255.

McPherrün, R. L. 2020 Geomagnetic field. Encyclopedia Britannica.

Merrill, R. T. & McFadden, P. L. 1999 Geomagnetic polarity transitions. Reviews of Geophysics 37 (2), 201-226.

Miyake, W., Mukai, T. & Kaya, N. 2000 Interplanetary magnetic field control of dayside ion conics. J. Geophys. Res. 105 (A10), 23339-23344.

Morley, L. W. & Larochelle, A. 1964 Paleomagnetism as a means of dating geological events. Geochronology in Canada 8, 39-51.

Muller, R. A. & Morris, D. E. 1986 Geomagnetic reversals from impacts on the Earth. Geophysical Research Letters 13 (11), 1177-1180.

Nefedov, S. N. & Sokolov, D. D. 2010 Nonlinear low-mode parker dynamo model. Astron. Zh. 87, 278-285.

Neubauer, F. M. 1980 Nonlinear standing Alfven wave current system at Io: Theory. Journal of Geophysical Research 85 (A3), 1171-1178.

Neubauer, F. M. 1998 The sub-Alfvenic interaction of the Galilean satellites with the Jovian magnetosphere. Journal of Geophysical Research 103 (E9), 19843-19866.

Nilsson, H., Barghouthi, I. A., Slapak, R., Eriksson, I. A. & AndrE, M. 2012 Hot and cold ion outflow: Spatial distribution of ion heating. Journal of Geophysical Research (Space Physics) 117, 11201-.

Nordheim, T. A., Hand, K. & Paranicas, C. 2018 Preservation of potential biosignatures in the shallow subsurface of europa. Nature Astronomy 2.

Nymmik, P. A. 1993 Model of particle fluxes and averaged energy spectra of solar cosmic rays. Kosmicheskie Issledovaniia 31, 51.

Ogawa, Y., Fujii, R., Buchert, S., Nozawa, S., Watanabe, S. & Van Eyken, A. P. 2000 Simultaneous eiscat svalbard and vhf radar observations of ion upflows at different aspect angles. Geophys. Res. Lett. 27, 81 - 84.

Olson, P. & Amit, H. 2006 Changes in Earth's dipole. Naturwissenschaften 93 (11), 519-542.

Olson, P., Driscoll, P. & Amit, H. 2009 Dipole collapse and reversal precursors in a numerical dynamo. Phys. Earth Planet. Inter. 173, 121-140.

Opdyke, N. D. 1972 Paleomagnetism of Deep-Sea Cores. Reviews of Geophysics and Space Physics 10, 213.

Paranicas, C., Cooper, J. F., Garrett, H. B., Johnson, R. E. & Sturner, S. J. 2009 Europa's Radiation Environment and Its Effects on the Surface, p. 529.

Paranicas, C., McEntire, R. W., Cheng, A. F., Lagg, A. & Williams, D. J. 2000 Energetic charged particles near europa. Journal of Geophysical Research: Space Physics 105 (A7), 16005-16015.

Parker, E. N. 1955 Hydromagnetic Dynamo Models. Astrophysical Journal 122, 293.

Parkinson, W. D. 1983 Introduction to Geomagnetism,. Scottish Academic Press, Edinburgh.

PErez-de-Tejada, H. 1998 Momentum transport in the solar wind erosion of the Mars ionosphere. Journal of Geophysical Research: Planets 103, 31499-31508.

Plotnick, R. E. 1980 Relationship between biological extinctions and geomagnetic reversals. Geology 8 (12), 578.

Podzolko, M. V., Getselev, I. V., Gubar, Y. I., Veselovsky, I. S. & Sukhanov, A. A. 2011 Charged particles on the Earth-Jupiter-Europa spacecraft trajectory. Advances in Space Research 48, 651-660.

Pollock, C. J., Chandler, M. O., Moore, T. E., Waite Jr., J. H., Chappell, C. R. & Gurnett, D. A. 1990 A survey of upwelling ion event characteristics. J. Geophys. Res. 95 (A11), 18969-18980.

Ponert, J. & Prihoda, P. 2009 Biological Evolution on the Earth Influenced by Astronomical Objects: Especially Gamma-ray Sources. In Bioastronomy 2007: Molecules, Microbes and Extraterrestrial Life ASP Conference Series, Vol. 420, proceedings of a workshop held 16-20 July 2007 in San Juan, Puerto Rico. Edited by Karen J. Meech, Jaqueline V. Keane, Michael J. Mumma, Janet L. Siefert, and Dan J. Werthimer. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2009., p.259 (ed. K. J. Meech, J. V. Keane, M. J. Mumma, J. L. Siefert & D. J. Werthimer), Astronomical Society of the Pacific Conference Series, vol. 420, p. 259.

Popova, H. 2013 A double magnetic solar cycle and dynamical systems. Magnetohydrodynamics 49, 59-68.

Popova, H. P. 2016a Current results on the asymptotics of dynamo models. Physics Uspekhi 59 (6), 513-530.

Popova, H. P. 2016b Dynamical systems for modeling the evolution of the magnetic field of stars and earth. J. of Physics: Conference Series 681, 012021.

Rampino, M. R. & Stothers, R. B. 1984 Geological Rhythms and Cometary Impacts. Science 226 (4681), 1427-1431.

Raup, D. M. 1985 Magnetic reversals and mass extinctions. Nature 314 (6009), 341-343.

Raup, D. M. & Sepkoski, J. J. 1984 Periodicity of Extinctions in the Geologic Past. Proceedings of the National Academy of Science 81 (3), 801-805.

Reid, G. C. & Isaksen, I. S. A. 1976 Influence of ancient solar-proton events on the evolution of life. Nature 259 (5540), 177-179.

Roederer, J. G., Hilton, H. H. & Schulz, M. 1973 Drift shell splitting by internal geomagnetic multipoles. Journal of Geophysical Research (1896-1977) 78 (1), 133-144.

Ruzmaikin, A. A. 1981 The solar cycle as a strange attractor. Comments on Astrophysics 9 (2), 85-93.

Ryskin, G. 2009 Secular variation of the earth's magnetic field: induced by the ocean flow? New Journal of Physics 11 (6), 23.

Sagan, C. 1965 Is the early evolution of life related to the development of the earth's core? Nature 206, 448.

Saito, T. & Akasofu, S.-I. 1987 On the resersal of the dipolar field of the sun and its possible implication for the reversal of the earthYs field. J. Geophys. Res. 92, 1255-1259.

Saito, T., Sakurai, T. & Yumoto, K. 1978 The earth's palaeomagnetosphere as the third type of planetary magnetosphere. Planetary and Space Science 26, 413-422.

Sato, T. 2015 Analytical Model for Estimating Terrestrial Cosmic Ray Fluxes Nearly Anytime and Anywhere in the World: Extension of PARMA/EXPACS. PLoS ONE 10 (12), e0144679.

Sato, T., Yasuda, H., Niita, K., Endo, A. & Sihver, L. 2008 Development of PARMA: PHITS-based Analytical Radiation Model in the Atmosphere. Radiation Research 170 (2), 244-259.

Schilling, N., Khurana, K. K. & Kivelson, M. G. 2004 Limits on an intrinsic dipole moment in europa. Journal of Geophysical Research: Planets 109 (E5).

Schindler, K. 1975 Plasma and fields in the magnetospheric tail. Space Science Reviews 17, 589-614.

Shabansky, V. P. 1971 Some processes in the magnetosphere. Space Sci. Rev. 12 (3), 299-418.

Shebalin, J. V. 2004 Stormer regions for axisymmetric magnetic multipole fields. Physics of Plasmas 11, 3472.

Sheyko, A., Finlay, C. & Jackson, A. 2016 Magnetic reversals from planetary dynamo waves. Nature 539 (7630), 551-554.

Simpson, J. F. 1966 Evolutionary Pulsations and Geomagnetic POLARITY1. Geological Society of America Bulletin 77 (2), 197.

Sinnhuber, B.-M., Weber, M., Amankwah, A. & Burrows, J. P. 2003 Total ozone during the unusual Antarctic winter of 2002. Geophys. Res. Lett. 30 (11), 1580.

SiscoE, G. L. & Chen, C.-K. 1975 The paleomagnetosphere. Journal of Geophysical Research 80 (34), 4675-4680.

Slapak, R., Hamrin, M., PitkAnen, T., Yamauchi, M., Nilsson, H., Karlsson, T. & Schillings, A. 2017 Quantification of the total ion transport in the near-earth plasma sheet. Annales Geophysicae 35 (4), 869-877.

Smart, D. F., Shea, M. A. & FlUckiger, E. O. 2000 Magnetospheric models and trajectory computations. Space Sci. Rev. 93, 305-333.

Sobko, G. S., Zadkov, V. N., Sokoloff, D. D. & Trukhin, V. I. 2012 Geomagnetic reversals in a simple geodynamo model. Geomagnetism and Aeronomy 52 (2), 254-260.

Sokoloff, D., Nefedov, S., Ermash, A. & Lamzin, S. 2008 Dynamo model with a small number of modes and magnetic activity of t tauri stars. Astronomy Letters 34, 761-771.

Soler-Arechalde, A., Goguitchaichvili, A., Carrancho, A., Sedov, S., Caballero-Mirand a, C., Ortega, B., Solis, B., Morales Contreras, J., Urrutia-Fucugauchi, J. & Bautista, F. 2015 A detailed paleomagnetic and rock-magnetic investigation of the Matuyama-Bruhnes geomagnetic reversal recorded in tephra-paleosol sequence of Tlaxcala(Central Mexico). Frontiers in Earth Science 3, 11.

Stadelmann, A., Vogt, J., Glassmeier, K.-H., Kallenrode, M.-B. & Voigt, G.-H. 2010 Cosmic ray and solar energetic particle flux in paleomagnetospheres. Earth Planets Space 62 (5), 333-345.

Stern, D. P. 1973 A Study of the Electric Field in an Open Magnetospheric Model. Journal of Geophysical Research 78 (31), 7292-7305.

Stern, D. P. 1976 Representation of magnetic fields in space. Reviews of Geophysics 14 (2), 199-214.

Stormer, C. 1907 Sur les trajectoires des corpuscules electrises dans l'espace sous l'action du magnetisme terrestre avec application aux aurores boreales. Arch. Sci. Phys. Nat. 24, 5-18, 113-158, 221-247, 317-364.

Stormer, C. 1930 Twenty-five years' work on the polar aurora. Terr. Magn. Atmos. Electr. 35, 193-208.

Stormer, C. 1955 The polar Aurora. Oxford: Clarendon Press.

Strangeway, R. J., Ergun, R. E., Su, Y.-J., Carlson, C. W. & Elphic, R. C. 2005 Factors controlling ionospheric outflows as observed at intermediate altitudes. Journal of Geophysical Research (Space Physics) 110, A03221-.

Strangeway, R. J., Russell, C. T., Luhmann, J. G., Moore, T. E., Foster, J. C., Barabash, S. V. & Nilsson, H. 2010 Does a Planetary-Scale Magnetic Field Enhance or Inhibit Ionospheric Plasma Outflows? AGU Fall Meeting Abstracts pp. SM33B-1893.

Svensmark, H. & Friis-Christensen, E. 1997 Variation of cosmic ray flux and global cloud coverage-a missing link in solar-climate relationships. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 59, 1225-1232.

ThEbault, E., Finlay, C. & Toh, H. 2015a Special issue "International Geomagnetic Reference Field—the twelfth generation". Earth, Planets, and Space 67, 158.

ThEbault, E., Finlay, C. C., Alken, P., Beggan, C. D., Canet, E., Chulliat, A., Langlais, B., Lesur, V., Lowes, F. J., Manoj, C., Rother, M. & Schachtschneider, R. 2015b Evaluation of candidate geomagnetic field models for IGRF-12. Earth, Planets, and Space 67, 112.

Thebault, E., Finlay, C. C. & Toh, H. 2015 International geomagnetic reference field: the 12th generation. Earth, Planets and Space 67, 158.

TiAN, F., ChassefiEre, E., Leblanc, F. & Brain, D. A. 2013 Atmosphere escape and climate evolution of terrestrial planets. In Comparative Climatology of Terrestrial Planets. Univ. of Arizona, Tucson.

Truscott, P., Heynderickx, D., Sicard-Piet, A. & Bourdarie, S. 2011 Simulation of the radiation environment near europa using the geant4-based planetocosmics-j model. IEEE Transactions on Nuclear Science 58 (6), 2776-2784.

Tsareva, O. O., Malova, H. V., Popov, V. Y. & Zelenyi, L. M. 2020 Radiation belts during a magnetic field reversal. Cosmic Research 58 (4), 227-233.

Tsareva, O. O., Zelenyi, L. M., Malova, H. V., Podlozko, M. V., Popova, E. P. & Popov, V. Y. 2018 What expects humankind during the inversion of the earth's magnetic field: threats imagined and real. Phys. Usp. 61 (2), 191-202.

Uffen, R. J. 1963 Influence of the Earth's Core on the Origin and Evolution of Life. Nature 198 (4876), 143-144.

Urban, E. W. 1966 Critical stormer conditions in quadrupole and double ring-current fields. J. of Math. Physics 6, 1966-1975.

Valet, J. & Meynadier, L. 1993 Geomagnetic field intensity and reversals during the past four million years. Nature 366, 234-238.

Vallarta, M.S. 1938 An outline of the theory of the allowed cone of cosmic radiation. Appl. Math. Series 3.

Van Allen, J. A., McIlwain, C. E. & Ludwig, G. I.-I. 1959 Radiation observations with satellite 1958. J. Geophys. Res. 64 (3), 271-285.

Vernov, S. N., Grigorov, N. L., Logachev, Y. I. & Chudakov, A. E. 1958 Measurement of cosmic radiation on the sputnik. Dokl. Akad. Nauk SSSR 120 (6), 12311233.

Vine, F. & Matthews, D. 1963 Magnetic anomalies over oceanic ridges. Nature 199, 947-949.

Vogt, J. & Glassmeier, K. H. 2000 On the location of trapped particle populations in quadrupole magnetospheres. J. Geophys. res. 105 (A6), 13,063-13,071.

Vogt, J., Zieger, B., Glassmeier, K.-H., Stadelmann, A., Kallenrode, M.-B., Sinnhuber, M. & Winkler, H. 2007 Energetic particles in the paleomagnetosphere: Reduced dipole configurations and quadrupolar contributions. Journal of Geophysical Research: Space Physics 112 (A6), A06216.

Vogt, J., Zieger, B., Stadelmann, A., Glassmeier, K.-H., Gombosi, T. I., Hansen, K. C. & Ridley, A. J. 2004 Mhd simulations of quadrupolar paleomagnetospheres. Journal of Geophysical Research 109, A12221.

Voigt, G.-H. 1981 A mathematical magnetospheric field model with independent physical parameters. Planetary and Space Science 29 (1), 1-20.

Voigt, G.-H. 1995 Handbook of Atmospheric Electrodynamics: Volume II. CRC Press.

Wei, Y., Pu, Z., Zong, Q., Wan, W., Ren, Z., Fraenz, M., Dubinin, E., Tian, F., Shi, Q. & Fu, S. 2014 Oxygen escape from the earth during geomagnetic reversals: Implications to mass extinction. Earth and Planetary Science Letters 394, 94-98.

Welling, D. T., AndrE, M., Dandouras, I., Delcourt, D., Fazakerley, A., Fontaine, D., Foster, J., Ilie, R., Kistler, L., Lee, J. H., Liemohn, M. W., Slavin, J. A., Wang, C.-P., Wiltberger, M. & Yau, A. 2015 The earth: Plasma sources, losses, and transport processes. Space Science Reviews 192 (1-4), 145-208.

Williams, I. & Fuller, M. 1981 Zonal harmonic models of reversal transition fields. J. Geophys. Res. 86, 11657-11665.

Willis, D. M., Holder, A. C. & Davis, C. J. 2000 Possible configurations of the magnetic field in the outer magnetosphere during geomagnetic polarity reversals. Annales Geophysicae 18 (1), 11-27.

Willis, D. M. & Young 1987 Equation for the field lines of an axisymmetric magnetic multipole. Geophys. J. Royal Astron. Soc. 89, 1011-1022.

Winkler, H., Sinnhuber, M., Notholt, J., Kallenrode, M.-B., Steinhilber, F., Vogt, J., Zieger, B., Glassmeier, K.-H. & Stadelmann, A. 2008 Modeling impacts of geomagnetic field variations on middle atmospheric ozone responses to solar proton events on long timescales. Journal of Geophysical Research (Atmospheres) 113 (D2), D02302.

Worm, H.-U. 1997 A link between geomagnetic reversals and events and glaciations. Earth and Planetary Science Letters 147 (1-4), 55-67.

Yau, A. W. & AndrE, M. 1997 Sources of ion outflow in the high latitude ionosphere. Space Science Reviews 80 (1-2), 1-25.

Zarrouk, N. & Bennaceur, R. 2009 Extrapolating cosmic ray variations and impacts on life: Morlet wavelet analysis. International Journal of Astrobiology 8 (3), 169-174.

Zimmer, C., Khurana, K. K. & Kivelson, M. G. 2000 Subsurface oceans on europa and callisto: Constraints from galileo magnetometer observations. Icarus 147 (2), 329 - 347.

ФОРМУЛА МОЩНОСТИ ПОГЛОЩЕННОЙ ДОЗЫ РАДИАЦИИ

Мощность поглощенной дозы излучения от протонов в Гр (РД 50-25645.216-90) рассчитывается по формуле:

где В — коэффициент перехода от поглощенной энергии к дозе, Гр-МэВ *см2; ^Е/р^ж —

энергетический спектр, Е' — энергия протонов на глубине защиты 8, связанная с энергией протонов Е, МэВ, падающих на защиту. Формула для эквивалентной дозы (в Зв) от протонов за плоским слоем толщиной 8 включает также коэффициент качества К [Б(Е)] от ионизационных потерь Б(Е) для протонов.

Процедура определения поглощенной дозы, создаваемой электронами, усложнена тем обстоятельством, что их траектория в среде не является прямолинейной. Помимо ионизационных потерь, также следует учитывать радиационные потери энергии в результате тормозного излучения.

Ионизационные потери и длины свободного пробега протонов и электронов для различных веществ (включая воду) можно найти в Безра1оу (2006).

(А.1)

ионизационные потери в веществе защиты, МэВ-г *см2; Ф(Е) — это дифференциальный

РАСЧЕТ ПЛОЩАДЕЙ ПОЛЯРНЫХ ШАПОК И ЭКВАТОРИАЛЬНОГО ПОЯСА

Силовая линия диполя, расстояние до которой на экваторе (0 = 90°) равно r = Rs (т. е. расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы), пересекает экзобазу r = rexo на широте, определенной как 1 = L sin2 0, где параметр L = Rs/rexo, откуда 0exo = arcsin \/l/L. В дипольном поле площадь двух полярных шапок на экзобазе равна

f-Oexo , ч

Sdip = 4nre2xo sin 0d0 = 4nre2xo (l -у/1 - 1/Lj = 2nre2xo 6^. (B.1)

Уравнение квадрупольной силовой линии, которое удовлетворяет условию r = Rs на метастабильных широтах (0 = 63.4°, 116.6°), выражается как r2 = R^ sin 0 cos Широты пересечения экзобазы r = rexo и силовых линий равны 0f2o = arccos(2/л/3 cos ф>1,2), где

1 Г4 L Г п

Ф1 2 = _ arctan \-----1 —. (B.2)

, 2 3 V 27 0.820.2 ^ 3 V '

В квадрупольном поле площадь двух полярных шапок и экваториального пояса на

экзобазе равна

/ reef° гп/2

Squad = 4nr2xo / sin 0d0 + / sin 0d0 \Jo Jeixo J

= 4nre2xo 1 + (c0s ф2 - cos ф1 ^ = 2nrLo©qW. (B.3)

Мы не учли систему токов, сжимающую дневную магнитосферу, (возмущенные силовые линии которой показаны на Рис. 2.1), и вытягивающую ее хвостовую часть, поскольку это приводит к недооценке размеров полярной шапки (Gunell et al., 2018), которая смещена в ночную сторону и сжимается не равномерно. Мы прослеживаем невозмущенную силовую линию от подсолнечной магнитопаузы до экзобазы и аппроксимируем область полярной шапки кругом с центром на полюсе на высоте экзобазы.

ПЕРЕХОД МЕЖДУ СИСТЕМАМИ КООРДИНАТ ЮПИТЕРА И ЕВРОПЫ

Переход от заданных декартовых координат заряженной частицы в системе ЕрЫО (X, У, Z) к координатам системы отсчета, связанной с Юпитером, (ж^, у^, ZJU) осуществляется по формулам:

Переход между этими системами координат является переносом начала координат, и его матрица перехода равна единице.

Преобразуем декартовы координаты (xJu, yJu, в сферические (оад, ф^), осуществим в них азимутальный поворот магнитного поля Юпитера ф^)

на угол Фо € [0, 2п] и найдем проекцию вектора ВJu(rJu, В,]и, фJu + Фо) в декартовой системе (Вх, Ву, Вг) = (Вг, Во, Вф) С-1, используя матрицу перехода С-1(В^, фJu):

V.

(С.1)

( вт В сое ф вт В вт ф сое В \ С-1(В, ф) = сое В сое ф сое В вт ф — вт В \ — вт ф сое ф 0 /

(С.2)