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
ИКИ, февраль 2009
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??
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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)
ИКИ, февраль 2009
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
ИКИ, февраль 2009
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
Top Related