Изучение магнитного потока хвоста магнитосферы

ИКИ, февраль 2009

Изучение магнитного потока хвоста магнитосферы

М. Шухтина(1), Е. Гордеев(1), В. Сергеев(1),

A. DeJong(2), B. Hubert (3)

(1)Санкт-Петербургский государственный Университет,

(2) Southwest Research Institute

(3) Laboratory of Planetary and Atmospheric Physics, University of Liege, Belgium


courtesy by N.Tsyganenko

Циркуляция магнитного потока F в системе солнечный ветер - магнитосфера

Russell and McPherron, 1971:

Режим системы определяется балансом пересоединившихся на дневной и ночной стороне магнитных потоков→

F –один из ключевых параметров, определяющих динамику магнитосферы

●Трудность: глобальныйпараметр,трудно определить из

локальных наблюдений

●До недавнего времени –только усредненные оценки F и отдельные ‘ измерения‘ площади PC DE1 и Viking

Loading/unloading or flow-through behavior according to southward IMF Bz??


Методы оценки величины магнитного потока хвоста

По измерениям площади PC по снимкам (DeJong et al. 2007); PolarUVI, IMAGE FUV WIC; (Hubert et al.,2006, Coumans et al., 2006): IMAGE S12;

(Boakes et al., 2008): IMAGE FUV WIC

НоСнимки всей шапки не всегда доступны точность? (чувствительность, дневная засветка)

По одновременным плазменным и магнитным измерениям в хвосте и солнечном ветре: (Petrinec and Russell, 1996)

Polar UVI LBHl

IMAGE FUV WIC


Расчет величины F по одновременным измерениям в хвосте и в солнечном ветре

Входные данные: магнитные и плазменные измерения в среднем хвосте (‘lobe field’ BL= (B2 +20P)1/2) и ‘снесенном по конвекции солнечном ветре(Pd, T, Bsw)

Исходные уравнения: МГД баланс давлений

в хвосте: B2/20+nkT BL2/20 , (assuming Tp/Te=7)

на магнитопаузе: 0.88Pd sin2 + BSW2/20+nk(Tisw + Te sw) = BL

2/20

(assuming TeSW = TiSW )

tg α = dRT/dx RT(x)=RT0+ tg(x) dx, RT0=14.63(Pd/2.1) -1/6

(Petrinec and Russell, 1996)

(Petrinec and Russell, 1996, Shukhtina et 2004, Shukhtina et al.,2008AnnGeo submitted)Глобальные параметры : ‘эквивалентное поле в долях’ BL, flaring angle α,

радиус хвоста RT , магнитный поток F = 0.5 π RT 2 BL

Входные данные: магнитные и плазменные измерения в среднем хвосте (‘lobe field’ BL= (B2 +20P)1/2) и ‘снесенном по конвекции солнечном ветре(Pd, T, Bsw)

Исходные уравнения: МГД баланс давлений

в хвосте: B2/20+nkT BL2/20 , (assuming Tp/Te=7)

на магнитопаузе: 0.88Pd sin2 + BSW2/20+nk(Tisw + Te sw) = BL

2/20

(assuming TeSW = TiSW )

tg α = dRT/dx RT(x)=RT0+ tg(x) dx, RT0=14.63(Pd/2.1) -1/6

(Petrinec and Russell, 1996)

X

0


Развитие метода Petrinec and Russell, 1996 (Petrinec and Russell, 1996, PR96) : sin2 =f(pd,x, IMFBz) ; функциональные зависимости из решения уравнения баланса для 6273 точек:

0.88Pd sin2 + BSW2/20+nk(Tisw + Tesw) = BL 2/20 sin2 (x)

tg(x) dx модель магнитопаузы PR96: RT(x,Pd, IMFBZ) Но Величина RT зависит не только от внешних параметров (растет во время предв.фазы,

e.g., Maezawa, 1975) (Shukhtina et al.,2004): Анализ, аналогичный PR96, был проведен отдельно для различных состояний (SO, SMC, Q). Результат: величина F зависит от состояния системыНо не позволяет считать величину F в реальном времени

(Shukhtina et al.,2008AnnGeo submitted): расчет F в реальном времени, используя полученные ранее зависимости α(x) для различных состояний:

sin2=Aexp(B3X), B3 = - 0.0714. Из измерений

находим A tg(x) dx RT (X) =RT0 - 2 / B3

( arcsin (A exp(X B3)) - arcsin (A) ). Учитывая форму

изолиний и BL (нормали к магнитопаузе в долях ):

X=(RT – (y2 + z2 )1/2 ) sin cos, X =X+ X; sin2 =A exp(-0.0714 X), RT (X) =RT0 - 2 / B3 ( arcsin (A exp(X B3)) - arcsin (A) ), новое значение X, etc 3-4 итерации решение устанавливается: RT (X) =RT0 -2/B3 ( arcsin (Aexp(X B3)) - arcsin (A))

RR R

RT

-60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 -30

-20

-10

0

10

20

30

X,Re

Z,Re

X X'

GT

R F

X


Возможные виды тестирования:

1. Метод основан на решении МГД-уравнений баланса→ тест: сравнение с результатами МГД-моделирования

2. Сравнение с величинами F, полученными из снимков PC3. Сравнение с результатами предыдущих расчетов для различных состояний

Тестирование метода SPR

Множество упрощений/предположений:●расчет по одному измерению!●баланс давлений●упрощенная формула RT0=14.63(Pd/2.1) -1/6 ● симметричная по y,z магнитопауза● перпендикулярный диполь необходимость тестирования


МГД-симуляции : определение положения магнитопаузы и расчет магнитного потока

Simulations at CCMC

Fluopause (flowlines from X=+12Re) used as Magnetopause proxy ;

Artificial spacecraft in midtail lobe or plasma sheet (X=-15 or -25Re); predicted F

Direct integration

simulated FD used to test predicted F

Shukhtina et al. , AnnGeo 2008, submitted

plasma streamlines-25

-20-15

-10-5

05

10

-40

-20

0

20

40-30

-20

-10

0

10

20

30

X, Re

Plasma streamlines

Y, Re

Z,

Re

Y, Re

Z,

Re

YZ cross-section , X= -16Re

-30 -25 -20 -15 -10 -5 0 5 10 15 20 25 30-30

-25

-20

-15

-10

-5

0

5

10

15

20

25

30red -- maxJblue -- maxgradNblack -- fluopause

FD = BL dS


Тест : виртуальный спутник в долях и нейтральном слое, перпендикулярный диполь ( X=-15 Re, Y=4 Re)

Высокая корреляция в долях, ухудшается в PS. SPR: в долях коэфф.регрессии ~ 1, малый свободный член, стабильное регрессионное соотношение во всех областях. PR96: корреляция ниже, малые коэффициенты регрессии, большой свободный член.

0 100 200 300

0.4

0.6

0.8

1

F, G

Wb

-4

-2

0

2

4

IMF

BZ,

nT

0 100 200 300t, m in

SPRPR 96FD

-40

-20

0

20

40

Vz,

km

/s

0.6

0.7

0.8

0.9

1

1.1

F, G

Wb

0 100 200 300t, m in

0 100 200 300

beta=0.1

Tail lobes, Z=+-10 R e

N eutra l sheet

0.6 0.7 0.8 0.9 1

F D , G W b

0.4

0.6

0.8

1

1.2

F,

GW

b

0.7

0.8

0.9

1

1.1

F,

GW

b

0.6 0.7 0.8 0.9 1

Neutra l sheet 'm easurem ents 'SPR Y=0.68X+0.18 cc=0.67

PR 96Y=0.49X+0.42, cc=0.57

SPRY=0.85X+0.24, cc=0.99

PR 96Y=0.36X+0.52, cc=0.92

Tail lobe 'm easurem ents ', Z=+-10 R e


Тест : виртуальный спутник в долях и плазменном слое, наклонный диполь (φ =-350, X=-15 Re, Y=4 Re)

Высокая корреляция (cc~0.8-0.9), коэффициент регрессии близок к 1, малый свободный член для всех ‘точек измерения ‘

0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9FD , G W b

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

F, G

Wb

N orth lobeY = 1 .13 X + 0 .11N = 53cc = 0 .92

South lobeY = 1.24 X + 0 .01N = 53cc= 0 .91

N eutra l sheetY = 0 .93 X + 0 .03N = 53cc =0. 83

0 100 200 300

0.4

0.6

0.8

1

F, G

Wb

-16

-12

-8

-4

0

4

IMF

BZ, n

T

0 100 200 300t, m in

0.2

0.4

0.6

0.8

1

F,

GW

b

0.2

0.4

0.6

0.8

1

1.2

F,

GW

b

0 100 200 300t, m in

0 100 200 300

SPRPS,beta=0.1

SPR ,PS,beta=1

SPRta il lobes, Z=+-10

SPR ,neutra l sheet

N orth

South

F D

N orth

South

ИКИ, февраль 2009Shukhtina et al., 2008 in preparation

Сравнение FSPRс величиной потока FPC, вычисленного по площади PC

18 20 22 24

3.23.6

44.44.8

Pdy

n, n

Pa

0

1

2

Em

, mV

/m

18 20 22 24

0.4

0.6

0.8

1

1.2

F, G

Wb

18 20 22 24

UT,h

-800

-400

0

AL,

nT

18 20 22 24

0

80

160

AU

, nT

-12-8-404

SY

M, n

T

7D ec 2000, isolated substorm

FSPR=1.31FPC+0.03; cc=0.74

0 2 4 6 80

4

8

12

Pd

yn, n

Pa

0

4

8

12

Em

, m

V/m

0 2 4 6 8

0

0.5

1

1.5

2

2.5

F, G

Wb

0 2 4 6 8

U T,h

-1600

-800

0

AL

, nT

0 2 4 6 8

0

200

400

AU

, nT

-200-160-120

-80-40

SY

M, n

T

20April 2002, saw tooth event

FSPR=1.02 FPC-0.05; cc=0.68

14 16 18 20 22 24 26

0

0.4

0.8

Pdy

n, n

Pa

1

2

3

Em

, mV

/m

14 16 18 20 22 24 26

0.4

0.6

0.8

1

F, G

Wb

14 16 18 20 22 24 26

UT,h

-400

-200

0

AL,

nT

14 16 18 20 22 24 26

0100200300

AU

, nT

-40-30-20-10

0S

YM

, nT

3 -4Feb 1998, S teady M agnetospheric C onvection

FSPRav=0.62G W b FPC av=0.51G W b


0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

F, G

Wb

-35 -30 -25 -20 -15 -10

X , R E

0 2 4 6 8

P d, nP a

0.4

0.6

0.8

1

1.2

1.4

F, G

Wb

0 1 2 3 4 5

E m , m V /m

0.6

0.8

1

1.2

1.4

F, G

Wb

Substorm onset, N=192Q uiet, N=2172, 48 in tervalsSM C ,N =1412, 53 interva ls

-35 -30 -25 -20 -15 -10

X , R E

0

0.4

0.8

1.2

1.6

2

0 2 4 6 8

P d, nP a

0

0.4

0.8

1.2

1.6

2

0 1 2 3 4 5

Em , m V/m

0

0.4

0.8

1.2

1.6

2

M odel flux ca lcu lations C urrent flux ca lcu lations

F = 0 .10 Em + 0 .87cc = 0 .94

F = 0 .14Em + 0.74cc = 0 .64

Поведение величины F для разных состояний

Слабая зависимость величины F от X и Pd солнечного ветра

F = 0.14 Em + 0.74

F = 0.03 Em +0.64

DeJong et al 2007: F~ 0.4..0.8 GW for SMCs

(Shukhtina et al., This study (SPR) AnnGeo, 2004)


Расчет величины F по данным THEMIS

(

4 6 8U T, h o u rs

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

F, G

Wb

TH EM IS B

TH EM IS C

1

1.2

1.4

1.6

1.8

Pd

, nP

a

00 .20.40.60.8

11.2

Em

, mV

/m

4 6 8

4 6 8

0.0010.01

0.11

10100

be

ta

-400

-300

-200

-100

0

AL

, nT

0

20

40

60

AU

, nT

4 6 8

4 6 8

-26-24-22-20-18-16

X, R

e

4 6 8

22 Feb 08

0 4 8 12U T, h o u rs

0 .4

0 .5

0 .6

0 .7

0 .8

0 .9

1

F, G

Wb

TH EM IS B

TH EM IS C

1.11.21.31 .41 .51 .61 .7

Pd

, nP

a

0

0 .2

0 .4

0 .6

0 .8

1

Em

, mV

/m

4 6 8

0 4 8 12

0.0010.01

0.11

10100

100010000

100000

be

ta

-8

-6

-4

-2

0

BzT

H, n

T

0 4 8 12

-80

-40

0

AL

, nT

0

20

40

60

AU

, nT

0 4 8 12

0 4 8 12

0 4 8 12

-24

-20

-16

-12X

, Re

0 4 8 12

26 Feb 08

Соответствие расчетов по разным s/c;Лучшее качество оценки F по более близкому s/c


Выводы

● Модифицированный метод PR96 (SPR) хорошо согласуется с результатами МГД – расчетов, если ‘точка наблюдения’ находится в долях (cc>0.9, коэфф.регрессии ~1, малый свободный член).

● При перемещении виртуального спутника к нейтральному слою корреляция ухудшается ( баланс давлений?), хотя регрессионное соотношение меняется мало.

●Результаты тестирования для SPR лучше, чем для PR96.

●Сравнение результатов SPR с величинами F, полученными из снимков PC, показывает их качественное соответствие.

● Подтверждены результаты о поведении величины F для разных состояний: независимость F от X и Pd; совпадение F для Q и SMC при повышенном значении для SO; линейная зависимость F(Em) для SO.

ИКИ, февраль 2009Dec.16, 2006

E N D

Изучение магнитного потока хвоста магнитосферы

Documents

Transcript of Изучение магнитного потока хвоста магнитосферы