1 / 11

1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия

О ВЛИЯНИИ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ НА БАЛАНС ДАВЛЕНИЙ У ГЕО - МАГНИТОПАУЗЫ: АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ. М.И. Веригин 1 , Г.А. Котова 1 , М. Татральяи 2 , Г. Эрдеш 2. 1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия. Восьмая конференция П 22 и ОФН 15

alea-avila
Download Presentation

1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. О ВЛИЯНИИ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ НА БАЛАНС ДАВЛЕНИЙ У ГЕО-МАГНИТОПАУЗЫ: АНАЛИЗРЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ М.И. Веригин1, Г.А. Котова1, М. Татральяи2, Г. Эрдеш2 1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия Восьмая конференция П 22 и ОФН 15 «Физика плазмы всолнечной системе» 4 - 8 февраля 2013 г., ИКИ РАН

  2. Data used • 331 magnetopause crossings by Prognoz, Prognoz 2-6, 9 dated from 1972 to 1983 • 2625 magnetopause crossings by Interball 1 during 1995 and 1999 We use simple analytic model , or with r0 – magnetopause subsolar distance, R0– nose curvature radius. This expression has finite asymptotic magnetotail diameter D and reasonably approximates distant Prognoz-9 magnetotail crossings. Same shape was used 40 years ago by Howe & Binsack (JGR, 77, 3334-3344,1972) for modeling Explorer 33 & 35 magnetopause observations

  3. Initial model – 3-D r0, R0, D fitting 2 nP r0 = 10.8 Re (rV2)-1/6 R0 = 16.9 Re (rV2)-1/6 <dn2> = 1.358 Re D = 94.5 Re (rV2)-1/6 Verigin et al., Geom.& Aeron., 49, No.8, 1176-1181, 2009

  4. Evidence of the bv (cone angle) dependency of the magnetopause location 5 THEMIS s/c, Dusik et al., JGR, 2010 An unusually low SW ram pressure in 2007–2008. with the peak at 1.4 nPa whereas 2 nPa is a typical value. Explanation: “This effect is attributed to a less effective transformation of the solar wind dynamic pressure to the pressure imposed onto the magnetopause during intervals of a radial IMF.” “…a stronger dependence of the magnetopause dependence on the solar wind dynamic pressure than that usually suggested.”

  5. Initial magnetopause model modification Simple addition of magnetic pressure to HD thermal pressure at the MP nose rV2 BSH was evaluated from empirical dependency of ISEE 3 magnetic field measurements in the solar wind and ISEE 1 in the magnetosheath. Crooker et al., JGR, 87, A12, 10407-10412, 1982 rV2 Modified magnetopause model Tatrallyay et al., Ann. Geophys., 30, 1675–1692, 2012. r0 = 11.16 ReP-1/6 R0 = 16.51 ReP-1/6 <dn2> = 1.364 Re D = 98.06 ReP-1/6

  6. Modified magnetopause model properties Modified modelreasonably describes magnetopause nose con angle dependence found by Dusik et al., 2010. Modified model (RMP3) reasonably describes magnetopause crossings by geostationary GOES 10 & 12 (G10, G12) orbiters under very high IMF and SW ram pressure. Nov. 20, 2003 Tatrallyay et al., Ann. Geophys., 30, 1675–1692, 2012. Modified model disadvantage - theoretically unjustified simple addition of magnetic and thermal pressure at the subsolar MP.

  7. Justification of thermal & magnetic pressure “addition” at the magnetopause stagnation point 3-D MHD calculations by Stahara, Pl.Sp.Sci., 50, 421, 2002. Bo2/8p = 0.74P = k2P Ms = 6 Bo/B = 11.94 = k1 = 6.81 Bo2/8p = 0.86P = 4.57 Bo2/8p = 0.92P gasdynamic limit Landau & Lifshitz, Fluid Mechanics, 1959.

  8. Total thermal & magnetic pressure at the stagnation point Resulting table Adjusted from Stahara, 2002 Present model r0 = 10.94 ReP-3/16 (b) r0 = 10.83 ReP-1/6 (a) R0 = 16.73 ReP-3/16 R0 = 16.57 ReP-1/6 D = 97.32 ReP-3/16 D = 94.96 ReP-1/6 <dn2> = 1.335 Re <dn2> = 1.343 Re Better then “original” & “modified” models + better then (a) model

  9. Correspondence to Prognoz’ observations Power exponent correspondence to some other models -1 / 6.6 < -1 / 6 < -3 / 16 < -0.194 Shue et al., 1998 Usual Present model Lin et al., 2010

  10. Выводы • По результатам 3D МГД моделирования обтекания магнитопаузы солнечным ветром (Stahara, 2002) построено аналитическое выражение, описывающее полное давление набегающего потока плазмы в точке его остановки: • где We use simple analytic model • С использованием данных о2986пересечениях магнитопаузы спутниками Прогноз, Прогноз 2-6, 9, Интербол, полного давления P магнитного поля и плазмы в точке остановки, 2D положение этой границы может быть описано как: • , где r0 = 10.94 ReP-3/16 R0 = 16.73 ReP-3/16 D = 97.32 ReP-3/16 • Построенная модель включает описание зависимости положения магнитопаузы от угла между направлениями солнечного ветра и межпланетного магнитного поляbv. • Использование результатов МГД расчетов обтекания солнечным ветром магнитопаузы, улучшает согласие построенной модели с наблюдениями этой границы, по сравнению с предыдущими вариантами модели.

  11. Спасибо за внимание ! Восьмая конференция П 22 и ОФН 15 «Физика плазмы всолнечной системе» 48 февраля 2013 г., ИКИ РАН

More Related