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

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

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

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

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

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

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)

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

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

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)

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

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

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

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)

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.

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

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

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.

ИКИ, февраль 2015 Dec.16, 2006 E N D