B y в плазменном слое геомагнитного хвоста А.А. Петрукович, ИКИ РАН Модель на основе статистики наблюдений Geotail Влияние сезонной деформации нейтрального. - презентация

1 B y в плазменном слое геомагнитного хвоста А.А. Петрукович, ИКИ РАН Модель на основе статистики наблюдений Geotail Влияние сезонной деформации нейтрального слоя Роль экстремальных значений B y Новый сезонный компонент B y благодарности команде Geotail, CCMC GSFC, РФФИ

2 B x и B z : диполь и поперечные токи B y : ММП B y, эффекты 3-мерности хвоста (продольные токи) Магнитосфера в плоскости XZ GSM X GSM Z GSM Y GSM Сезонный сдвиг!

3 Данные Cluster Наблюдаем 30% «большой» B y | B y | > 5, B y > ММП B y большой» By отмечался и ранее в отдельных примерах: Sergeev et al JGR 1993, McComas et al JGR 1986 мотивы - 1 Ожидаем B y ~ 0.4 ММП B y «проникновение» ММП: ~ : Fairfield JGR 1979, Сергеев и др. ГиА 1987, Kaymaz et al JGR 1994 Petrukovich et al JGR 2007

4 Мотивы - 2 Y GSM Z GSM B J x x x xx xxxx x B y 0 важно Несимметрия ионосферной проекции в северной и южной шапках в полярных сияниях отмечалась разница до 2 часов MLT! Влияние на рассеяние/изотропизацию в нейтральной плоскости К i = R curv /R ci ~ (B y /B z ) 2 Динамика частиц становится несимметричной в направлении север-юг Изменение характера возможных неустойчивостей токового слоя (теории суббури!)

5 Статистика Geotail 11 лет |Y| < 15 R E, |Y|75% |B x |< 15 nT ~ значений | B x |

6 Модель нейтрального слоя Учет влияния деформации хвоста на B y требует модели нейтрального слоя, так как из текущих мгновенных наблюдений получить необходимую информацию (о наклоне) невозможно. Используем модель Tsyganenko & Fairfield JGR TF04, построенную также по Geotail: Z ~ X, Y,, ММП B y i B z i hinge warp twist Внимание: предполагаем, что магнитное поле в среднем «привязано» к нормали нейтрального слоя: неочевидный факт!

7 Учет flaring Направленность магнитного поля к Земле на флангах создает компонент B y flaring ~ a * B x -14 > X > -16 R E

8 Учет flaring необходимо учесть искажения из-за наклона нейтрального слоя в плоскости XZ, в основном, hinging вблизи Земли Bx Угол берем из TF04, поправка дает 1-2 нТл вблизи Земли B y flaring был вычтен из B y сразу, до последующего анализа, и в финальную модель не входит.

9 Проникновение ММП

10 Учет twist тогда В TF04 наклон слоя на -8…-31 R E весьма мал < 10 градусов Это небольшая добавка, немного уменьшающая «проникновение ММП» Учитывать её отдельно или нет в данной работе – дело вкуса

11 Вклад warping Как реагирует магнитное поле на задирание флангов ? Пример профиля нейтрального слоя для зимы Если магнитное поле привязано к нормали и угол мал, то

12 Модель warp верна при |Y|

13 Вклад warping Ближе к Земле магнитное поле наклонено больше, чем требует наклон слоя Модель Т96, срез на X =-15 R E MHD BATSRUS, CCMC GSFC Эффект составляет в максимуме менее 1 нТл, не учитываем в модели, но помним

14 Новый эффект B y tilt в отличие от warp cимметричен отн. Y для -30 < X < -20 и | Y | < 10 дает ±1 нТл

15 Новый эффект B y tilt Коэфф. регрессии между и B y -B y IMF, B y -B y IMF -B y warp, Y >0 и Y

16 a1=0.3247±0:015, a2=0.5827±0.042, a3=0.850±0.066, a4=0.0187±0.032 a5=0.0305±0.0027, a6=0.0614± Ключевые коэффициенты определены с точностью до 5% Переход в систему GSW или учет B y twist изменяет коэфф. в пределах стат. ошибки Магнитное поле в нТл, X, Y в R E, в градусах Финальная модель B y

17 «большие» B y и регрессия Есть тенденция «усиления» ожидаемого B y, «отрастание хвоста». Наличие негауссова «хвоста» искажает регрессию, завышает коэфф. Корректируется робастной регрессией, если отбросить все за пределами 1-сигма от модели: Коэфф. Робастной модели меньше на 20-30%: 0.32 –>

18 Эффекты меньшей амлитуды (не вошедшие) 1. Остатки зависимости B y от угла наклона диполя Ближе чем X = -20 R E По амплитуде в 3 раза меньше ~ 0.5 нТл => или доп. наклон магнитного поля от warp => или несимметрия B y tilt (на вечернем фланге больше)

19 Эффекты меньшей амлитуды (не вошедшие) 2. Аддитивность B y tilt и B y IMF предполагали, что два эффекта независимы eсли эффект сезона работает как модификация основного эффекта ММП, то Проверяем коэфф регрессии по на зависимость от B y i По крайней мере на 60% эффект аддитивный На больших ММП может сказываться эффект усиления

20 карта эффектов B y в зависимости от сезона На вечерней стороне эффекты складываются, становясь в сумме больше, чем эффект ММП (ближе к солнцестоянию ) На утренней стороне эффекты вычитаются

21 Результаты - 1 При анализе хвоста важно учитывать 3D геометрию В «нулевом» приближении, без учета 3D: вблизи оси хвоста |Y| < 5 R E, и вблизи нейтрального слоя |B x | < 5 нТл. В «первом» приближении можно учесть 3D искажения линейной моделью flaring, и привязкой магнитной структуры к конфигурации в пределах |Y| < 10 R E, и |B x | < 15 нТл. Тенденция к «усилению» «модельного» By, задаваемого внешними условиями в плазменном слое: «хвост» распределения By. Более вероятен при большоv ММП, солнцестоянии, ближе к Земле Эффект создает неоднозначность модели ММП и других внешних факторов.

22 Результаты - 2 Новый компонент поля B y в хвосте магнитосферы, не зависящий от солнечного ветра: B y >0 летом и B y 0 Конвекция при градиенте освещенности

23 Конвекция в полярной шапке

24 Статистика наблюдений «больших» B y | B y | > 5 нТл, B y > ММП B y i Действительно больших B y до 20-30% в солн. максимум, X >-20 R E, Y >0, В среднем – 3-5% X>-20 R E, Y>0 X

25 Flow-related, typical for X -20 R E Возникновение большого B y обычно связано с геомагнитной активностью

26 Процедура обработки и исследования Главный эффект в B y – «проникновение» ММП B y i, всё остальное – следующего порядка малости и требуется тщательная процедура анализа 1.Выбор системы координат 2.Определение вклада flaring B y flaring 3.Вклад проникновения ММП B y i и скручивания twist B y twist 4.Вклад задирания нейтрального слоя warp B y warp 5.Новый компонент, зависящий от сезона B y tilt 6.Финальная статистическая модель 7.Отклонения от модели – намеки на более слабые эффекты 8.Отклонения от модели – «большие» B y

27 X =-10 R E X-Z Y-Z Структура ближнего хвоста в солнцестояние BATS-R-US global MHD at CCMC IMF B y = - 5 nT and =-30 o

28 Эмпирическая карта B y в зависимости от сезона (без ММП) По данным Petrukovich, 2009

29 Выбор системы координат для работы GSM «Cледит» только за поворотом диполя в плоскости перпендикулярной линии Солнце-Земля. SM«Привязана» к направлению диполя, неудобна для внешней магнитосферы, управляемой солнечным ветром GSMс Учитывает среднюю аберрацию из-за орбитального движения Земли: поворот ~4 градуса в плоскости XY GSW Учитывает текущее направление солнечного ветра: обычно ± 1-2 градуса Надо работать в GSW, но в реальности разница с GSM почти незаметна (на удалениях в пределах 30 RE), так как разброс в данных достаточно большой Всё рассчитывалось в GSW и GSM и сравнивалось

30 Мотивы - 3 что делать с частым наблюдением «большого» B y ? обновить статистическую модель B y последние 20 лет новых результатов не было! Petrukovich, Dipole tilt effects in plasma sheet B y, statistical model and extreme values, Annales Geophysicae, Новая модель «проникновения» ММП - Подтверждены частые наблюдения «больших» B y проектом Cluster с учетом солнечного максимума и орбиты - Показано наличие значительного компонента B y, зависящего от сезона, его описание и есть одна из основных целей данной работы Результаты предыдущей публикации

31 Эффекты меньшей амлитуды (не вошедшие) 3. Вариабельность от года к году (от солнечного цикла) Общий результат на статистике 11 лет дает стат. ошибку 5% по a1. Первичная оценка солн. мин. – солн. макс дает разницу 10-20% Однако база данных несимметрична по тройкам B y i – – год -Минимум : только