Изучение магнитного потока хвоста магнитосферы

1. Изучение магнитного потока хвоста магнитосферы М. Шухтина(1), Е. Гордеев(1), В. Сергеев(1), A. DeJong(2), B. Hubert(3) (1)Санкт-Петербургский государственный Университет, (2)Southwest Research Institute (3)Laboratory of Planetary and Atmospheric Physics, University of Liege, Belgium

2. Циркуляция магнитного потока F в системе солнечный ветер - магнитосфера courtesy by N.Tsyganenko Russell and McPherron, 1971: Режим системы определяется балансом пересоединившихся на дневной и ночной стороне магнитных потоков→ F–один из ключевых параметров, определяющих динамику магнитосферы ●Трудность: глобальный параметр,трудно определить из локальных наблюдений ●До недавнего времени –только усредненные оценки F и отдельные ‘ измерения‘ площади PC DE1 и Viking Loading/unloading or flow-through behavior according to southward IMF Bz??

3. Методы оценки величины магнитного потока хвоста • По измерениям площади PC по снимкам (DeJong et al. 2007); PolarUVI, IMAGE FUV WIC; (Hubert et al.,2006, Coumans et al., 2006): IMAGE S12; (Boakes et al., 2008): IMAGE FUV WIC Но • Снимки всей шапки не всегда доступны • точность? (чувствительность, дневная засветка) • По одновременным плазменным и магнитным измерениям в хвосте и солнечном ветре: (Petrinec and Russell, 1996) Polar UVI LBHl IMAGE FUV WIC

4. Расчет величины F по одновременным измерениям в хвосте и в солнечном ветре (Petrinec and Russell, 1996, Shukhtina et 2004, Shukhtina et al.,2008AnnGeo submitted) Глобальные параметры : ‘эквивалентное поле в долях’ BL, flaring angle α, радиус хвоста RT , магнитный поток F = 0.5 π RT2 BL Входные данные:магнитные и плазменные измерения в среднем хвосте (‘lobe field’ BL= (B2 +20P)1/2) и ‘снесенном по конвекции солнечном ветре(Pd, T, Bsw)  Исходные уравнения: МГДбаланс давлений в хвосте:B2/20+nkT  BL2/20 ,(assuming Tp/Te=7) на магнитопаузе:0.88Pd sin2 + BSW2/20+nk(Tisw +Te sw)= BL2/20(assuming TeSW =TiSW ) tg α = dRT/dx RT(x)=RT0+  tg(x) dx, RT0=14.63(Pd/2.1) -1/6 (Petrinec and Russell, 1996) Входные данные:магнитные и плазменные измерения в среднем хвосте (‘lobe field’ BL= (B2 +20P)1/2) и ‘снесенном по конвекции солнечном ветре(Pd, T, Bsw)  Исходные уравнения: МГДбаланс давлений в хвосте:B2/20+nkT  BL2/20 ,(assuming Tp/Te=7) на магнитопаузе:0.88Pd sin2 + BSW2/20+nk(Tisw +Te sw)= BL2/20(assuming TeSW =TiSW ) tg α = dRT/dx RT(x)=RT0+ tg(x) dx, RT0=14.63(Pd/2.1) -1/6 (Petrinec and Russell, 1996)

5. Развитие метода Petrinec and Russell, 1996 (Petrinec and Russell, 1996, PR96):sin2 =f(pd,x, IMFBz); функциональные зависимости из решения уравнения баланса для 6273 точек: 0.88Pd sin2  + BSW2/20+nk(Tisw + Tesw) = BL2/20sin2(x)  tg(x) dx модельмагнитопаузы PR96: RT(x,Pd, IMFBZ) НоВеличина RT зависит не только от внешних параметров (растет во время предв.фазы,e.g., Maezawa, 1975) (Shukhtina et al.,2004): Анализ, аналогичный PR96, был проведен отдельно для различных состояний (SO, SMC, Q). Результат: величина F зависит от состояния системы Ноне позволяет считать величину F в реальном времени (Shukhtina et al.,2008AnnGeo submitted):расчет F в реальном времени, используя полученные ранее зависимости α(x) для различных состояний: sin2=Aexp(B3X), B3 = -0.0714. Из измерений находим A tg(x) dxRT (X) =RT0 - 2 / B3 ( arcsin (A exp(X B3)) - arcsin (A) ). Учитывая форму изолиний  и BL(нормали к магнитопаузе в долях ): X=(RT – (y2 + z2 )1/2 ) sin cos, X =X+ X; sin2 =A exp(-0.0714 X), RT (X) =RT0 - 2 / B3 ( arcsin (A exp(X B3)) - arcsin (A) ), новоезначениеX, etc 3-4 итерациирешение устанавливается: RT (X) =RT0 -2/B3 ( arcsin (Aexp(X B3)) - arcsin (A))

6. Тестирование метода SPR Множество упрощений/предположений: ●расчет по одному измерению! ●баланс давлений ●упрощенная формула RT0=14.63(Pd/2.1) -1/6 ●симметричная по y,z магнитопауза ● перпендикулярный диполь необходимость тестирования • Возможные виды тестирования: • Метод основан на решении МГД-уравнений баланса→ тест: сравнение с результатами МГД-моделирования • Сравнение с величинами F, полученными из снимков PC • Сравнение с результатами предыдущих расчетов для различных состояний

7. МГД-симуляции : определение положения магнитопаузыи расчет магнитного потока FD =  BL dS • Simulations at CCMC • Fluopause (flowlines from X=+12Re) used as Magnetopause proxy ; • Artificial spacecraft in midtail lobe or plasma sheet (X=-15 or -25Re);  predicted F • Direct integration  simulated FD used to test predicted F • Shukhtina et al. , AnnGeo 2008, submitted plasma streamlines

8. Тест : виртуальный спутникв долях и нейтральном слое,перпендикулярный диполь ( X=-15 Re, Y=4 Re) Высокая корреляция в долях, ухудшается в PS. SPR: в долях коэфф.регрессии ~ 1, малый свободный член, стабильное регрессионное соотношение во всех областях. PR96: корреляция ниже, малые коэффициенты регрессии, большой свободный член.

9. Тест : виртуальный спутникв долях и плазменном слое,наклонный диполь (φ =-350, X=-15 Re, Y=4 Re) Высокая корреляция (cc~0.8-0.9), коэффициент регрессии близок к 1, малый свободный член для всех ‘точек измерения ‘

10. Сравнение FSPRс величиной потока FPC, вычисленного по площади PC Shukhtina et al., 2008 in preparation

11. Поведение величины F для разных состояний (Shukhtina et al., This study (SPR) AnnGeo, 2004) Слабая зависимость величины F от X и Pd солнечного ветра F = 0.14 Em + 0.74 F = 0.03 Em +0.64 DeJong et al 2007: F~ 0.4..0.8 GW for SMCs

12. Расчет величины F по данным THEMIS ( Соответствие расчетов по разным s/c; Лучшее качество оценки F по более близкому s/c

13. Выводы • ●Модифицированный метод PR96 (SPR) хорошо согласуется с результатами МГД – расчетов, если ‘точка наблюдения’ находится в долях (cc>0.9, коэфф.регрессии ~1, малый свободный член). • ● При перемещении виртуального спутника к нейтральному слою корреляция ухудшается ( баланс давлений?), хотя регрессионное соотношение меняется мало. • ●Результаты тестирования для SPR лучше, чем для PR96. • ●Сравнение результатов SPR с величинами F, полученными из снимков PC, показывает их качественное соответствие. • ● Подтверждены результаты о поведении величины F для разных состояний: независимость F от X и Pd; совпадение F для Q и SMC приповышенном значении для SO; линейная зависимость F(Em) для SO.

14. E N D Dec.16, 2006