О механизме аномальной динамики магнитосферных границ и связи глобальных и микромасштабов С.П. Савин 1, В.П. Будаев 1,2, Л.М. Зеленый 1, В.Н. Луценко 1, Л.В. Козак 3, Н.Л. Бородкова 1, С. А. Романов 1 1) ИКИ РАН, РФ; 2) РНЦ Курчатовский институт, РФ; 3) Киевский университет, Украина

Thanks to: Ermanno Amata (2), David Sibeck (3), Natalia Borodkova (1), Lev Zelenyi (1), Vassilis Angelopoulos (4), Hui Zhang (3), Volt Lutseko (1), Jan Blecki (5), Jean-Lous Rauch (6), (1) IKI, Lab545, Moscow, Russian Federation (2) IFSI, Roma, Italy, (3) NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland, USA, (4) University of California, Berkeley, USA, (5) Space Research Center, Warsaw, Poland, (6) Laboratory of Physics and Chemistry of the Environment/CNRS, Orleans,

Наблюдение СПС (обозначено "SPS") и АП ("HFA") на спутниках ИНТЕРБОЛ-1 и GEOTAIL. Панель "а": поток ионов nV (произведение плотности "n" на скорость "V" ионов, все данные откалиброваны в пределах 20% по сигналу в СВ с цилиндра Фарадея на ИНТЕРБОЛЕ-1 как наиболее точному измерителю потока) по данным ИНТЕРБОЛ-1 (тонкая линия), WIND (толстая серая кривая) и GEOTAIL (пунктир). Ромбы – 1.5 nV, крестики – 2.5 nV на WIND в СВ, что дает оценку для среднего увеличения потока в МГС по сравнению с СВ для ИНТЕРБОЛА-1 и GEOTAIL, соответственно. Панель "b": магнитное поле в GSE на WIND (СВ, (13.26, 35.36, -3.6) RE GSE); тонкая, толстая кривые и пунктир соответствуют компонентам Bx, By и Bz, токовые слои – резким скачкам со сменой знака одной из компонент. Панель "с": поток ионов от Солнца nVx, одна из перпендикулярных компонент nV на ИНТЕРБОЛЕ-1 (тонкая линия и пунктир) и nV с WIND (СВ, толстая серая линия). Панель "d": энергоспектрограмма электронов с ИНТЕРБОЛА-1 (шкала интенсивности справа); низкие энергии (< 30 эВ, обозначено "eV") характеризуют СВ, эВ на вертикальной оси – МГС. (- 4, 28, - 3 R E GSE)

THEMIS- A, -D,.E г. Панель "а": THEMIS-В. магнитное поле в СВ в GSE, Bx, Bz, By - тонкая, жирная линии и пунктир. Панель "b": THEMIS-В, Wk, верхняя заливка выделяет СПС, окаймляющие АП в СВ (нижняя заливка). Панель "с": магнитное поле на THEMIS-C примерно посередине между средними УВ и МП; тонкая, толстая кривые и пунктир соответствуют компонентам Bx, By и Bz Панель "c": магнитозвковое число Маха Mms для THEMIS-A,-D,-E тонкая, толстая кривые и пунктир соответстветственно); верхняя заливка соответствует сверхмагнитозвуковому течению. Панель "е": THEMIS-A: Wk,Wt (плотность тепловой энергии ионов) и Wb (магнитое давление) тонкая, толстая кривые и пунктир соответствуют Wk,Wt и Wb. Панель "f": то же для THEMIS-D. Панель "g": то же для THEMIS-E. Панель "h": модуль магнитного поля |B| на THEMIS-А для расширенного интервала UT; серая жирная кривая - опрос раз в 3 с, черная скользящее среднее по 41 точке.

Схема пересечения АП ("HFA "); УВ ("BS") выгнута в сторону Солнца

THEMIS- A, -D,.E г. Панель "а": THEMIS-В. магнитное поле в СВ в GSE, Bx, Bz, By - тонкая, жирная линии и пунктир. Панель "b": THEMIS-В, Wk, верхняя заливка выделяет СПС, окаймляющие АП в СВ (нижняя заливка). Панель "с": магнитное поле на THEMIS-C примерно посередине между средними УВ и МП; тонкая, толстая кривые и пунктир соответствуют компонентам Bx, By и Bz Панель "c": магнитозвковое число Маха Mms для THEMIS-A,-D,-E тонкая, толстая кривые и пунктир соответстветственно); верхняя заливка соответствует сверхмагнитозвуковому течению. Панель "е": THEMIS-A: Wk,Wt (плотность тепловой энергии ионов) и Wb (магнитое давление) тонкая, толстая кривые и пунктир соответствуют Wk,Wt и Wb. Панель "f": то же для THEMIS-D. Панель "g": то же для THEMIS-E. Панель "h": модуль магнитного поля |B| на THEMIS-А для расширенного интервала UT; серая жирная кривая - опрос раз в 3 с, черная скользящее среднее по 41 точке.

Деформация МП ("MP", THEMIS, г.,) под действием СПС ("Jet", M MS ~1.7), вызванным, по всей видимости, АП ("HFA"). Обозначено также: "SW"- СВ, "MSH"- МГС, магнитное давление - W b. В дневном МГС выступ МП (синий пунктир) может выходить за среднюю УВ (BS)

HFA

Зависимость (q) от порядка q отношения степени структурной функции q-того порядка S q ( )= | X(t)| q, X(t)= X(t+ )-X(t) ~ (q) к функции 3-го порядка. Параметризация структурных функций с помощью лог- Пуассоновской модели:

Временная зависимость среднеквадратичного смещения ~, по формуле: = 1 + Δ (1- ) /

ВЫВОДЫ На основе данных спутников ИНТЕРБОЛ, ГЕОТЕЙЛ, ТЕМИС и КЛАСТЕР объяснен механизм аномальной динамики магнитослоя (МГС), который может пересекаться спутниками за времена до 2 порядков меньшие нормальных, а магнитопауза (МП) – прогибаться на расстояния порядка толщины МГС. Показано, что деформацию МП вызывают сверхбыстрые плазменные струи (СПС, с магнитозвуковым числом Маха MMS 3, остальные возмущения распространяются в МГС обычно с MMS

Характерные поперечные размеры СПС - несколько тысяч км - относятся к промежуточным масштабам, их границы (несколько десятков км) - к микромасшабам, а сами СПС реализуют взаимосвязь всех масштабов, передавая через всю систему взаимодействующих плазм наиболее энергоемкие возмущения с наибольшей скоростью. Они структурируют всю область взаимодействия солнечной и магнитосферной плазм между головной УВ и МП и модулируют пограничные слои под МП, "экспортируя" таким образом промежуточные и микромасштабы внутрь магнитосферы. Специфической глобальной особенностью взаимодействия является модуляция появления СПС и аномальных пересечений МП и УВ резонансными колебаниями МГС как целого. Статистический анализ в турбулентных погранслоях показал, что СПС являются экстремальными событиями, обеспечивающими "дальнодействие" статистическую связь глобальных и микромасштабов, что и обуславливает наблюдаемые свойства перемежаемости и обобщенного самоподобия. Подобную СПС роль могут играть ускоренные потоки плазмы геомагнитном хвосте, в лабораторной (blobs)и астрофизической (jets) плазме.

Открыт механизм аномальной динамики магнитосферных границ и связи глобальных и микромасштабов, вызывающей перемежаемость и мультифрактальность По данным спутников ИНТЕРБОЛ, ТЕМИС и КЛАСТЕР надежно выделен и впервые объяснен механизм аномальной динамики магнитослоя (МГС): МГС может пересекаться спутниками за времена до 2 порядков меньшие нормальных, а магнитопауза (МП) – прогибаться на расстояния порядка толщины МГС. Показано, что деформацию МП вызывают сверхбыстрые плазменные струи (СПС, с магнитозвуковым числом Маха 1 < M MS 3, остальные возмущения распространяются в МГС обычно с M MS

Towards understanding of anomalous dynamics of magnetospheric boundaries. Zdenek Nemecek, Sergey Savin D3 session, COSPAR 2012 Multipoint spacecraft measurements in the magnetosheath (MSH) by Cluster, Double Star, THEMIS, Geotail and Interball demonstrate that the spacecraft could cross the MSH in few minutes, while usually it takes hours. The anomalously concentrated in kinetic pressure flows result in deformation of magnetopause to the depth larger than the dayside MSH. The external and inherent triggers can be energetically negligible while the boundary distortion is comparable with that from CMEs. We call to discuss these anomalous MSH dynamics in view of both solar wind and intrinsic MSH features, including the MSH plasma flow stratification and compare with the equilibrium dynamics of bow shock and magnetopause. Special attention will be for the brief encounters of MSH, which flows at super- magnetosonic speed with ram pressure exceeding the solar wind one in several times. Usually the anomalous MSH dynamics is believed to be triggered by hot flow anomalies (HFA) generated by interaction of interplanetary discontinuities with bow shock. We are interested in another triggers, e.g. interplanetrary shocks and foreshock flow spikes. We outline possible role of the fast MSH and the jets with even higher kinetic pressure as universal means for the energy transfer and for establishing of new equilibrium in the magnetosphere streamlining. The effects of the anomalous magnetopause distortions on the magnetosphere, including auroral phenomena and possible substorm triggering, are also in the thematic of our section.