ИКИ, февраль 2015 Магнитный поток хвоста магнитосферы в эмпирической и МГД-моделях М. Шухтина, Н. Морачевский, Н. Цыганенко, Е. Гордеев Санкт-Петербургский. - презентация

1 ИКИ, февраль 2015 Магнитный поток хвоста магнитосферы в эмпирической и МГД-моделях М. Шухтина, Н. Морачевский, Н. Цыганенко, Е. Гордеев Санкт-Петербургский государственный Университет

2 ИКИ, февраль 2015 courtesy by N.Tsyganenko Циркуляция магнитного потока в системе солнечный ветер - магнитосфера Dungey, 1961 ; Russell and McPherron, 1971; Siscoe and Huang, 1985: Циркуляция магнитного потока – один из основных факторов, определяющих динамику магнитосферы магнитный поток хвоста F –один из ключевых магнитосферных параметров Трудность: глобальный параметр, сложно определить из локальных наблюдений

3 ИКИ, февраль 2015 Методы оценки величины магнитного потока хвоста Магнитный поток хвоста пронизывает полярную шапку По измерениям площади PC по снимкам PolarUVI, IMAGE FUV ( DeJong et al., 2007; Hubert et al.,2006, Boakes et al., 2008 ) Нет данных после 2006 По измерениям положения прод.токов системой AMPERE (Clausen et al., JGR, 2012a) Данные с 2010 г. Longden et al., Ann.Geo 2011 IMAGE FUV WIC photo example

4 ИКИ, февраль 2015 Глобальное МГД-моделирование (ССMC ( FMI Input: Условия в солнечном ветре на границе (X~20÷30 R E ), +диполь. Решается система МГД-уравнений. Output: магнитосфера, ограниченная магнитопаузой. Используемые модели: ССMC: OPENGGCM и BATSRUS FMI :GUMICS СПбГУ(в начальной стадии) GUMICS Глобальное МГД-моделирование позволяет рассчитывать величину F

5 ИКИ, февраль 2015 МГД-симуляции : определение положения магнитопаузы и расчет магнитного потока Магнитопауза определяется как флюопауза (граничные линии течения плазмы от X=+12Re) - Palmroth et al., JGR, 2003 При больших Z флюопауза –это поверхность, соответствующая максимальному градиенту n и максимуму j Зная магнитопаузу, магнитный поток хвоста рассчитывается как F D = Bx dS через сечение X=const Shukhtina et al., AnnGeo 2008, submitted plasma streamlines F D = Bx dS

6 ИКИ, февраль 2015 Расчет магнитного потока в модели T13 Tsyganenko, N. A. (2014), Data-based modeling of the geomagnetosphere with an IMF-dependent magnetopause, J. Geophys. Res. Space Physics, 119, doi: /2013JA

7 ИКИ, февраль 2015 Другой подход к расчету F (развитие подхода Petrinec&Russell, JGR, 1996 ( PR96)) Основан на представлении о расширяющейся магнитопаузе и на балансе давлений: 0.88Pd sin 2 + B SW 2 /2 0 +nkT sw = B L 2 /2 0 B L –lobe field sin 2 (x) R T (x)=R T0 + tg (x) dx, PR96: R T0 =14.63(Pd/2.1) -1/6 Предполагаемая форма магнитопаузы: sin 2 =A 2 exp(B 3 X), B 3 = X=(R T – (y 2 + z 2 ) 1/2 ) sin cos, X =X+ X; sin 2 =(A ) 2 exp( X ) После нескольких итераций R T (X) =R T0 – 2/B 3 ( arcsin (A exp(X B 3 )) -arcsin (A )) F T = 0.5 π R T 2 B L Отличие от PR96: 1. A ищется в каждый момент t 2. Новая формула R T0 : 14.63(Pd/2.1) -1/ Pd -1/6.02 ( IMFBz)

8 ИКИ, февраль 2015 Применение алгоритма расчета F T Cравнение величины Δ F T, накопленной за предварительную фазу, с величиной потока в авроральной выпуклости Δ F В (Shukhtina et al.,GRL,2005) Сравнение F T с площадью полярной шапки по данным Polar 3-4 Feb 1998 (SMС) (Shukhtina et al., JASTP, 2010). Расчет величины F T для разнесенных спутников THEMIS

9 ИКИ, февраль 2015 Обобщение алгоритма на внутреннюю магнитосферу (X>-15 R E ) в предположении однородности внешнего поля Внутри 15 R E основной вклад в магнитный поток хвоста начинает вносить диполь. Нас же по-прежнему интересует открытый поток, поэтому расчеты модифицируются двумя способами. a) F 1 из баланса давлений на магнитопаузе рассчитываем радиус R T : 0.88Pd sin 2 + B SW 2 /2 0 +nkT sw = B L 2 /2 0 sin 2 R T вычитаем поле диполя из поля, измеренного в данной точке рассчитываем величину потока как F 1 = 0.5 π R T 2 (B L –B dip ) В некоторых случаях R T не определяется, и мы вводим F 2 : вычисляем радиус из баланса давления sw с давлением внешнего поля: 0.88Pd sin 2 + B SW 2 /2 0 +nkT sw = (B L –B dip ) 2 /2 0 sin 2 2 R 2 R 2 соответствует поверхности внутри реальной магнитопаузы рассчитываем величину потока как F 2 = 0.5 π R 2 2 (B L –B dip ) Величины F1 и F2 – приближения магнитного потока, участвующего в глобальной циркуляции

10 ИКИ, февраль 2015 Обоснование алгоритмов F1, F2 (BATS-R-US) Предварительная фаза Взрывная фаза Сечение Y=0. Радиусы R 1 и R 2 построены по наблюдениям в точках Y=0,Z=10, X (0:-25)

11 ИКИ, февраль 2015 Опробование приближений F 1 и F 2 на реальных данных Сравнение с данными AMPERE (courtesy of L. Clausen) Сравнение с данными IMAGE (courtesy of S. Milan) -- Cluster (F 2 ) -- AMPERE

12 ИКИ, февраль 2015 Сравнение результатов двух симуляций (BATSRUS_Gordeev_110309_1, OpenGGCM_Gordeev_051810_1) и Т13 BATS-R-US - T13: F BATS =1.23F T , cc=0.79 OPENGGCM-T13: F OPEN =1.17F T , cc=0.62 BATS-R-US – OPENGGCM : F OPEN =0.89F BATS +0.43, cc=0.73 F/T13 точно следует за IMF Bz, нет суббурь

13 ИКИ, февраль 2015 Расчет величин F1 и F2 для 3-х моделей F1 и F2 рассчитаны в точке (-15,0,10)

14 ИКИ, февраль 2015 Алгоритмы F1, F2 в приложении к BATS-R-US Предварительная фаза Взрывная фаза Сечение Y=0. Радиусы R 1 и R 2 построены по наблюдениям в точках Y=0,Z=10, X (0:-25)

15 ИКИ, февраль 2015 Алгоритмы F1, F2 в приложении к T13 Сечение Y=0. Радиусы R 1 и R 2 построены по наблюдениям в точках Y=0,Z=10, X (0:-25) Предварительная фаза Фаза спада F при северном ММП.

16 ИКИ, февраль 2015 Регрессионный анализ F 1, F 2 (F T13 ) в сечении X=-7 R E Corr. coeff Regr. coeff Average Распределение для F 1 В отличие от F 1 величина F 2 может быть рассчитана практически везде, и ее распределение более однородно. Распределение для F 2

17 ИКИ, февраль 2015 Регрессионный анализ для модели BATSRUS FTFT F1F1 F2F2

18 ИКИ, февраль 2015 Выводы Наблюдается удовлетворительное согласие эмпирических алгоритмов с результатами как МГД – расчетов, так и Т13. При этом алгоритм F 2 имеет существенно большую область определения, чем F 1 Форма магнитопаузы в T13 и BATS-R-US существенно отличается.

19 ИКИ, февраль 2015 Dec.16, 2006 E N D