Магнитосферные Возмущения C7. Суббури, бури

Магнитосферные Возмущения
C7. Суббури, бури ...
Классификация состояний магнитосферы
преимущественный вклад токового слоя хвоста в суммарное энерговыделение в магнитосфере - определяет
глобальное динамическое состояние системы Æ 3 разных (крайних) случая (все три реализуются)
Sn
Q
Um
- µ0 -1 ∫ [E x B] n ds = ∫ dV (j E) + ∫ dV ∂(Β2⁄2µ0 ) ⁄∂t
(1) ∂Um ⁄∂t =0, Sn = Q, стационарное (глобальное) состояние, вся поступающая энергия диссипирует :
известны под именем стационарная магнитосферная конвекция (тип слабо изучен и отсутствует в
классических обзорах по магнитосфере).
(2) ∂Um ⁄∂t > 0. Накопление магн. энергии в системе, подавлен возврат трубок с ночной стороны на
дневную (Q<< Sn). В крайнем случае (Q~0) Æ ∂Um ⁄∂t = Sn - вся поступающая энергия запасается.
Реализуется в магнитосфере c большими характерными временами порядка 1 часа, известно как
предварительная фаза суббури (см #2.3,2.4 медленный процесс большого масштаба, работает
вмороженность, существенно взаимодействие плазм. трубок!).
(3) ∂Um ⁄∂t < 0. Расходование магн.энергии запасенной в системе. Быстрое высвобождение энергии (на
малых характерных временах) и резко усиленный возврат трубок из хвоста характеризует взрывную фазу
суббури (см.#2.4., быстрый локальный взрывной процесс – нарушение вмороженности принципиально,
существенный процесс – пересоединение в токовом слое хвоста)
Возможна диссипация энергии без дополнительного притока энергии извне (Sn~0) Q = - ∂Um ⁄∂t , известны
суббури при северной ориентации ММП (при незначительном притоке энергии непосредственно перед/в
период возмущения), состоящие из совокупности кратких явлений взрывной фазы суббури (~ 10-20мин).
Основную роль в формировании динамического состояния играет плазменный слой, даже если связанное с
ним энерговыделение не превышает энерговыделение в ионосфере: в отличие от ионосферы в
бесстолкновительной плазме из-за отсутствия j ~ E , вариации тока в хвосте магнитосферы не
предопределяются приложенным к магнитосфере внешним электр.полем и определяются поведением
плазмы в плазменном слое (где плазменный параметр β>>1).
МЕХАНИЗМЫ??
Изолированная суббуря
Приближение «изолированной суббури»
Позволяет
выделить и изучить систематические черты глобального
поведения магнитосферы (систематизировать разнородные
наблюдательные данные в разных точках и сопоставить с
результатами моделирования) в эпизодах усиленной накачки
энергии из СВ. Т0 – время начала взрывного энерговыделения
(сияния,аврор.электроджеты,...)
3 фазы суббури :
• Спокойный период
• Предварительная фаза (Growth Phase) – фаза накопления
энергии и подготовки взрыва (Т0 – 1 ч ...)
• Взрывная фаза (Expansion Phase) – резкое усиление
энерговыделение в локальной области с последующим ее
расширением (Т0 ; Т0 + 1? час)
• Фаза восстановления (Recovery Phase) - ??
(менее
определенный физический процесс, в отличие от первых – более
зависит от поведения внешних параметров, признаки ее более
условны)
АЕ индекс
В2lobe
Примечание: вариантность внешних условий (СВ) и предыстории
обеспечивают разнообразие динамики и локальных проявлений
Bz
ММП Bz
ММП
t, час
АL индекс
z
Предварительная фаза суббури
.
n
Накопление магнитной энергии и рост тока
Et = VSW Bn
b
B⊗
Физика связана с подавлением возвратной конвекции (EyPS)
EyPS
y
При южной ММП имеем при EyPS=0
c
d
a
∫∫∫ dV ∂⁄∂t (Β2⁄2µ0 ) ≈ - µ0 -1 ∫∫ [E x B] n ds
Вводя внешнюю ЭДС ∆Φ = ∫ Et dl = VSW ∫ Bn dl на [аbc ] и интенсивность возвратной конвекции
∆ΦPS = ∫ EyPS dl на [аdc ]
∂⁄F/∂t≡ ∫∫ dS ∂⁄Β/∂t = ∫ dl [E x n ] ~ ∆Φ - ∆ΦPS ~ ∆Φ
Из rot E = - ∂Β⁄∂t имеем
C учетом перемещения переднего фронта южной ММП (полагая t=0 при прохождении фронтом x=0) и
расширения хвоста RT(x ) имеем (где θ( x) – ступенчатая ф-ция, 0 при х<0, 1 при х≥0):
BT(x, t) = B0 (x) + [ 2∆Φ / π RT(x ,t) 2 ] (VSW t + x) θ( VSW t + x) / VSW (#)
Количественно при ∆Φ=50 кВ, Vsw=300 км/с, и эмпир.среднем профиле RT(x) ∆ B ~< 4-5 нТл, ∆B/B0 ~<10% через 30мин.
Экспериментальная проверка соотношения осложнена неточным знанием RT, оценки показали что суммарный dF/dt ~ 50100% от величины расчитываемой по известным данным о зависимости ЭДС от параметров СВ
j
Предварительная фаза суббури (2)
2D МГД : конфигурационные изменения
При медленных изменениях конфигурации (∆t< 2RT/VA и VPS<VT)
можно их описать как последовательность квазистатических
состояний равновесия (Erickson 1992, JGR, с. 6505) :
Основа подхода в 2D случае:
Гран.условие : Аmp(t) на магнитопаузе
Начальные и гран условия (вкл. задание р(А) в начале
эволюции и pVγ (А), задана и сохраняется в каждой
трубке)
Уравнение Града-Шафранова в хвостовом приближении
с добавлением диполя + pVγ =const ур-ние состояния
· Электр.поле Ey = -∂A/∂t в расчетах не участвует,
используется при задании гран.условий: со
“временем”, т.е. Ampi+1 = Ampi - Ey ∆t
Основные результаты численных 2D расчетов
Монотонные изменения конфигурации с вытягиванием
силовых линий (*), ростом В в долях и тока в
плазменном слое, уменьшением BZ в ближней к Земле
части слоя с формированием локального минимума BZ
В околоземной области формируется область с сильными токами
и большими градиентами величин, где потенциально возникают
плазменные неустойчивости.
В моделях плазменных трубок конфигурационные
изменения связаны с кризисом конвекции.
Гран.условие : Аmp
на магнитопаузе
.
Предварительная фаза суббури (3)
3D МГД моделирование
(Kuznetsova et al., AG2005?):
• IMF NÆS (-5нТл, 300 км/с)
в 0700;
• Монотонный рост тока и
магнитного поля в хвосте
(∆Вх=8нТл);
• Конфигурационные
изменения: вытягивание
сил.линий, подавленное Ey в
экваториальной части хвоста
основное утоньшение
плазменного слоя в
околоземной части слоя где
формируется минимум Вz;
• Результаты 3D существенно
подтверждают основные
результаты 2D модели и
«кризис конвекции» как
основной магнитосферный
механизм задающий
суббурю
Предварительная фаза и начало
взрывной фазы суббури (4)
∆=1/32 Re
∆=0,25 Re
3D МГД моделирование
(Kuznetsova et al., AG2005?):
• Конфигурационные изменения:
вытягивание сил.линий,
основное утоньшение
плазменного слоя в
околоземной части слоя в
центральном секторе
магнитосферы, где
формируется минимум В;
• Последняя кратковременная
фаза (экспоненциальный рост
плотности тока) – длительность
неск. минут, зависит от размера
ячейки расчета ∆;
• Область инициирования
последующего пересоединения
(начала взрывной фазы) – в
зоне перехода от дипольного к
токовому слою, хотя
конкретное положение
различается в разных версиях...
Взрывная фаза суббури (5)
~3D МГД (box)
моделирование
(Birn et al, MCS 2001):
• Возникновение
пересоединения в
локализованной по у области,
распространение по Х (~без
расширения по y).
• Импульсная структура
Vx
(XY)
δBz (XZ)
Взрывная фаза суббури (6)
3D МГД моделирование
(Birn et al, MCS 2001):
• Изменения поверхн.плотности
тока ∆Jy (= 2∆Bx) в сравнении с
областью аном. сопротивления и
положением топологической
границы (нейтральной линии).
• Преобразование энергии в
процессе пересоединения (карты
изменения магнитной, тепловой и
кинетической энергии). Основное
ускорение – в области
взаимодействия струй.
Взрывная фаза суббури (7)
3D МГД моделирование (Ogino et al, 1996):
После начала пересоединения: обрыв вытянутых трубок,
накопленных в предв.фазу, и возвращение их на дневную сторону,
замыкая цикл циркуляции; выброс вещества в хвост (до 1/3 всей
энергии хвоста)
Интенсивная суббуря ⇔ пересоединение
во внутренней магнитосфере ??
Пересоединения в околоземной области , вблизи границы β~1
решает проблему кризиса конвекции, дает максимальные скорости
энерговыделения ( ≡ взрывная фаза), и обладает важными
особенностями.
У внутреннего края токового слоя возможны скорости
диссипации (ускорения плазмы), ЕREC на 1-2 порядка
превышающие средние скорости конвективного переноса трубок.
ЕREC ~ 0.1 VA BLOBE ~ 0.66 мВ/м (BLOBE /10 нТл) 2 (nLOBE/ 0.1 см-3) -1~
~ 10 мВ/м при BLOBE ~40нТл .
Особенности:
Эффективно ускоряется и пополняет плазменный слой (и, далее,
кольцевой ток) ионосферная плазма, обладающая малым
расстоянием заброса)Æ повышение доли О+ с ростом активности
Наиболее эффективно запитываются энергичными частицами
внешний рад.пояс и кольцевой ток (наиболее близок источник,
возможно ускорение до больших энергий).
Начало загрузки
Начало
пересоединения
формирование и
выброс плазмоида
Суббуря как кризис конвекции (8)
Экспериментально подтверждены
(Dmitrieva et al, 2004):
⇒
Предв.фаза: после переворота ММП к югу
подтверждены:
• Эрозия дневной магнитопаузы;
• Рост BT в долях хвоста, РT в хвосте и
размера полярной шапки;
• Расширение хвоста на расстояниях >20Re
(dRT ~ 2...4 Re на ~30-60 Re , Maezawa 1975)
• Усиление конвекции и ионосферных токов
• Утоньшение плазменного слоя ,
вытягивание сил.линий (Bz⇓, Bt⇑);
Крупномасштабные плавные изменения,
длительность предв.фазы τ Bs ≤ 250 мин*нТл
(Дмитриева, ..1983)
VB sin3θ/2
15-30 Re
Lobe mag.field
Bz
Plasma flow
β ≡ PP/PB
[VxB]Y
Суббуря как кризис конвекции (9)
Экспериментально подтверждены
Взрывная фаза:
• Спад BT , РT (уменьшение j) благодаря интенсивному
пересоединению. Возникновение пересоединения в
околоземной части слоя 15-25 Re с последующим
возвращением области пересоединения в дальний хвост.
• Во времени (как и в пространстве) сильно
локализован,
импульсы диссипации ∆t~1 мин (группами через
~1-3мин); могут возобновляться в иной области (развитие
пятнами). Благодаря локализации достигаются высокие
значения энерговыделения (Еу)Æ резкий рост
энерговыделения в плазменном слое и ионосфере,
инжекция энергичных частиц во внутр. магнитосферу.
Все явления сильно и сложно структурированы,
плавное развитие обнаруживается как правило лишь при
большом усреднении
Характер развития в значительной мере задается
накачкой энергии из солнечного ветра
VB sin3θ/2
15-30 Re
Lobe mag.field
Bz
Plasma flow
β ≡ PP/PB
[VxB]Y
Диагностические признаки
Суббури и
конвективные бухты
Солнечный ветер: 2 события Bz<0 с ↑ интенсивности
пересоединения на дневной МП (Eps3 ≡ VB sin3θ/2)
Наземные: 2 эпизода, ∆Dst ~ -30 nT
Всплески пульсаций Pi2 в авроральной зоне
Усиления тока в авроральной зоне и AE индекса
/значительные возмущения SCW - только при суббуре/
Полярные сияния ! /фильм/
Геосинхронная орбита: Значительные инжекции
энергичных частиц – только при суббуре, краткие мягкие
инжекции при КБ
Плазменный слой :
Накопление+резкий сброс давления в хвосте – только при
суббуре; PB+PP~const при КБ
Область пересоединения в ближнем хвосте – только при
суббуре (значительные Bz<0 ,Vx<0 )
Спорадические всплески быстрых течений (BBF) в обоих
событиях
Толстый плазменный слой , Bz >0 (~5нТл) и Vx>0 при КБ
Пересечение диффузионной области пересоединения в~17:50
Магнитная буря
Сильные возмущения на всех широтах (глобальные), от неск.
часов до суток. Результат взаимодействия со вспышеч ным
потоком солнечного ветра, несущим сжатое магнитное поле.
Обычны ударная волна на фронте высокоскоростного потока,
собственно ВС поток и область сжатого им солнечного ветра.
Магнитные бури возникают при южной ориентации сжатого
магнитного поля (знак+ интенсивность + длительность). В
узком смысле говоря о магнитных бурях часто подразумевают
специфическую Dst вариацию большой амплитуды
Морфология.
Бури - интенсивные отрицательные возмущения в Нкомпоненте на низких широтах. Слабые (25-50 нТл), умеренные
(50-100 нТл), сильные (>100 нТл в Dst индексе)
Бури с плавным\внезапным началом.
Фазы бури : Начальная \ Главная \ Восстановления
Изменения Dst(0) со временем в периоды бурь (за вычетом вкла
да DCF токов) хорошо воспроизводятся формулой Бартона :
dDst(0) / dt = F(t) - Dst (0) / τ .
где F(t)- ф-ция инжекции (~VBS, или ε)
τ - постоянная распада (~4-10h) отражающая потери частиц в
столкновениях и реакциях перезарядки.
Понижения Dst коррелируют с возрастаниями AE индекса и V
BS в солнечном ветре (за счет мощной инжекции плазмы из
плазменного слоя увеличивается суммарная энергия частиц в
дипольной ловушке), очевидна и инерция явления (распад
пояса частиц требует значительного времени).
Начальная
Главная
Восстановления
ФАЗЫ
Магнитные бури
Особенности магнитных бурь:
• главная фаза может реализоваться как серия
суббурь, либо как эпизод интенсивной
квазистационарной конвекции (при стаб. загрузке
и невысокой изменчивости СВ, -??)
• при интенсивной загрузке (VBs) возможны
интенсивные суббури (sawtooth events) с
интенсивным вытягиванием/диполяризацией
силовых трубок уже на ГЕО орбите;
• при особо интенсивной загрузке интенсивность
магнитосферной конвекции может испытывать
насыщение ∆Φ , уровень которого зависит от
дин.давления СВ; физика связана с обратным
воздействием 3d токовой системы на магнитную
конфигурацию и интенсивность пересоединения
на магнитопаузе.
• величина Dst зависит помимо интенсивности
драйвера (VBs) и от концентрации плазмы в
плазменном слое (т.е. больше при условиях
CDPS, при подготовке в виде длит.северной
ММП, предшествующей главной фазе)
Modeled Storm Magnitude Depends on Plasma Sheet Density
Nps fixed at pre-storm value
Nps variation in RAM
as observed by LANL GEO
SW Electric Field
6000
5
Plasma Sheet Density
R = 0.68
5000
Both
20000
R = 0.55
R = 0.84
16000
psh
12
* max (n
) (cm-3)
3
max
max
1000
0
-180
-160
12
12
-140
(n
(n
psh
psh
-120
2
1
)<2
)>2
-100
min Dst* (nT)
-80
-60
-40
12000
8000
x
12
400 km/s * 6 nT
2000
<V *B >
3000
s 12
psh
4000
max (n
x
<V *B >
s 12
(nT km/s)
)
4
0
-180
-160
-140
-120
-100
-80
-60
4000
-40
min Dst* (nT)
From Thomsen et al., Geophys. Res. Lett., 25,
3481, 1998.
0
-180
-160
-140
-120
-100
min Dst* (nT)
-80
-60
-40