Открытая магнитосфера

Магнитосферные Возмущения
B2. Взаимодействия на границе магнитосферы.
Стационарное обтекание магнитосферы
(внешняя задача).
Солнечный Ветер
(Solar Wind)
Фoршок (Foreshock)
Головная Ударная
Волна (Bow Shock)
Переходная Область
(MagnetoSheath)
Магнитопауза
(Magnetopause)
Магнитосфера
(Magnetosphere)
Структурные особенности связанные с наличием
ММП
Важные детали
(здесь опущены)
Различия хар-к собств. УВ и
ее последствий для СВ и ПО в
квазипродольных ( B^n <45o)
и квазипоперечных ( B^n>45o)
участках УВ
(вкл. разные степени сжатия
плазмы &МП,
развитие
плазменных неустойчивостей :
турбулентность и многомасштабное
структурирование, вкл. быстрые
плазменные струи и пр. )
Стационарное обтекание магнитосферы
(внешняя задача).
Гидродинамические расчеты обтекания заданной жесткой границы
кинематическое приближение
-
Результаты расчета при МS =8 и =5/3 [Spreiter, Stahara 1985, c.85]
В лобовой части на границе (РГ):
2 /1=4, v2 /v1=1/4  PТ2 /PТ1~80
Вt2 /Bt1=2 /1=4  PB2/PB1~ 16
(из 2й теоремы вмороженности)
Оправдание кинематической
схемы - малость магнитного
давления в сверхзвуковой
области и в большей части
дозвуковой области, где PВ
незначительно возмущает
обтекание. Действительно, PВ ~
PT <<Pd (~М-2) в СВ, и PВ << PT
в большей части дозвуковой зоны
ПО, где после УВ PB2 /PB1 ~16
при
PТ2 /PТ1 ~ 80.
Стационарное обтекание “жесткой магнитосферы” (2)
Алгоритм расчета магнитного поля в переходной области в кинематическом
приближении. Формирование магнитного барьера.
2я теорема вмороженности :
B / Bsw = ( /sw ) (dl / dlsw )
(2.11)
Линейность уравнений для B (div B=0 и rot[v B]=0)  получаем В
суперпозицией решений для компонент B (рассчитываемых в точке Р
для компонент вдоль (), и поперек осесимметричного течения (n и )) :
Bр = Bsw vр/(vsw) + Bsw n( r)р /( r)sw + (Bр/Bsw) Bsw
(2.12)
В (ВХ sw) - вдоль линий тока, ~ v.
Мала в подсолнечной области  Вх компонента ММП
слабо влияет на магнитосферные возмущения.
Bp n ~ ( r)р /( r)sw
p
sw
Bр: застревание трубки (V=0)  растяжение и рост (В/)
в малой окрестности лобовой точки, где при
кинематическом расчете получается сингулярность.
Может быть разрешена 2 способами:
1/ возросшее магнитное поле меняет течение;
2/ выдавливание плазмы из сжатой части магнитной
трубки (зависит от длительности нахождения
части трубки в застойной зоне)  анизотропии
плазмы PT << PT
Стационарное обтекание “жесткой магнитосферы” (3)
Результат расчета В в кинематическом приближении (Spreiter, Stahara 1985)
:
сжатие В , драпировка дневной поверхности , зависимость Bmax от BV
Узкая область с PB  PT >>Pd на подсолнечной
магнитопаузе  магнитный барьер
Подробный анализ решения задачи обтекания
заданного тела (Еркаев Н.В 1989) показывает :
1). рост В ~r-1/2 (с расстоянием до МПаузы) вплоть
до асимпт. величин Bmax2  2 Pd sw
в узком
-2
2
слое размером r~ 1.4 R МАsw sin  BV .
2) Существует всегда (при МА < ~15), размер мал
(<< (RBS - RMP) ~0.4 RMP), приближение погранслоя.
Обтекание  область с потенциально большими
магнитными напряжениями (большие B/, VA)
которые определяют возможность интенсивного
пересоединения
Магнитный барьер меняет характер обтекания, 
анизотропия плазмы (благодаря барьеру или
последующему пересоединению)
Если пересоединение развивается - процесс ограничивает рост магнитного барьера, меняет распределение
давления и конфигурацию течения в дневной переходной области.
Расчет формирования барьера должен включать граничные условия на магнитопаузе (задание пересоединения).
Как, где и в каких условиях барьер разрушается?
Стационарное обтекание в 3-d М Г Д -сравнение с
кинематическим расчетом
При обтекании свободной границы воспроизводятся основные
известные величины/распределения основных параметров
(Rmp, Blobe, Pps etc )
Стационарное обтекание в МГД сравнение с наблюдениями
Усредненная картина нормализованных параметров
переходной области (Pulkkinen et al.GRL 2013, THEMIS 20082012, MIMF координаты и BS модель Verigin 2006, модель
MP Shue 1998) - воспроизводятся основные особенности
МГД обтекания, в т.ч. вблизи магнитопаузы.

При обтекании свободной границы в ГМГД воспроизводятся
основные известные величины/распределения основных
параметров и их вариации (Rmp, Blobe, Pps etc – см. Gordeev
et al. SW 2015)
Местоположение и интенсивность магнитного
пересоединения
z
модель Чепмена-Ферраро [1932].
x






2 1

Граница вакуум – сверхпроводник (поток солнечной плазмы)
 оси  на расстоянии d, решение в вакуумной части (нет
проникновения В в сверхпроводник, т.е. Вx = 0 при х=d) - в 2
этапа:
(1) Добавим в вакууме фиктивный диполь той же
интенсивности и ориентации, помещенный в точке [ 2d, 0, 0 ] :
 =  ME z r -3 +  ME z ((x-2d) 2 + y2 + z 2) –3/2
Из симметрии задачи следует, что вблизи разрыва
B2 (d,y,z) = [ 0, 2ByD, 2BzD ]
(2) Далее, т.к. силовые линии не пересекают разрыв, можно
убрать поле в сверхпроводнике (положив его В=0), для чего на
границе следует разместить ток с поверхностной плотностью,
обеспечивающей требуемый скачок поля (1d разрыв, Bt):
В=В2 - В1
(= [0, 2ByD, 2BzD].
Эта поверхностная плотность (исходя из rotB=0 j) есть
J = [B x n]/ 
Jy (d,0,z) = 2 BzD (d,0,z) /  =-2B (2z2 – d2– y2) r--5
где
r-2 = z2 + y2+ d2
Местоположение и интенсивность магнитного
пересоединения (2)
Интенсивность и геометрия магнитного пересоединения на дневной магнитопаузе
область магнитного барьера, где плотность тока имеет максимальную величину, естественная область для наиболее
интенсивного пересоединения, местоположение которого зависит от взаимной ориентации ММП и поля в магнитосфере.
Из закона Ампера плотность тока
rot B =  j 
j ~ 2 - 1/ (h  )
Очевидно, интенсивность (а также местоположение) и
последствия пересоединения зависят от ориентации
Z(B2)
внешнего поля B1 :
B2 (d,y,z) в модели Чепмена-Ферраро :
(BX=0, BY,Z =2 BY,ZD(d,y,z) )

¨
уменьшение величины В2-В1 (j, F) с уменьшением  от 180 (S) до 0о (N);
¨
асимметрия области В2-В1 и положения антипараллельных полей (NE, SM) при +Ву MМП (NM,
SE при -Ву MМП);
Выводы качественно верны и для реальной магнитосферы. По данным эксперимента магнитосферная активность
лучше всего коррелирует с функциями вида (~полупроводниковый эффект)
~VSW BSW sinn (/2) . (где n ~2-4, VSW BSW – электр.поле солнечного ветра).
Местоположение и интенсивность магнитного
пересоединения (3)
2 возможных версии оптимальных условий нарушения вмороженности (условий
пересоединения) :
(1)- Jmax (J~B2-B1)  пересоединение в подсолнечной области (component
merging), ориентация линии пересоединения вдоль общей компоненты В1,2 и
линии тока. Существование конуса углов в котором экваториальное
пересоединение невозможно (критический угол)
(2) - максимальный сдвиг () - пересоединение антипараллельных полей
(antiparallel merging).
По расчетам Еркаева (1989) (линии поверхностной плотности тока при
обтекания с учетом магнитного барьера, нормировка на поле в подсолнечной
точке, вид от Солнца): Направление ММП
B2
B2

B2p
B1p

B2p
B1p
B1
B1
Component merging
Выводы: Конкретное положение и форма потенциальной области
пересоединения зависит как от величины, так и от ориентации
межпланетного магнитного поля (ММП):
 При южной ММП ( ~ 90 -180 ) токи максимальны и
расположены в дневной приэкваториальной подсолнечной области;
величины тока уменьшаются нелинейно при повороте  к меньшим
значениям.
 Ву компонента создает квадрантную асимметрию: область
смещается в +z+y и (-z-y) квадранты при +Ву. Области
антипараллельности и Jmax расходятся в пространстве при Bz >~0.
 При северной Bz >By0 область потенциального
пересоединения перемещается на высокие широты, за каспы (при
значительно меньших величинах тока).
 Различия между версиями (1) и (2) максимально при Bz > 0.
Поверхность Магнитопаузы по расчетам
и наблюдениям
Нахождение магнитопаузы, как равновесной границы плазма –
магнитное поле
Пример расчета формы магнитопаузы
(Sotirelis,Meng [JGR
1999,с.6889])
Численная реализация итеративной схемы Мида, исходные:
 Ньютоновское приближение kPd SW cos + P = BM/2
при учете известных внутри-магнитосферных токовых
систем (BM из модели T96)
 Граничное условие Bn=0 для полного поля (за исключением
поля пересоединения, см.#1.5).
 Варьируется DCF ток, полное поле Bi =сумме полей диполя,
магнитосферных токовых систем из моделей и поля тока
DCF на шаге i-1)
Итерации на двумерной сетке (10-20 итераций):
Bi-1  баланс
r k,i-  Bi
Результаты расчетов для Pd = 2 nPa

Изменения формы при наклоне диполя :
- Вертикальные смещения хвоста до 2-3 Re
Асимметрия NS у каспов:
-различия плазменных параметров в ПО (и в каспах)  различия
высыпаний в каспе;
-различия величины В
Оправдание осесимметричного приближения при решении задачи
обтекания ???
Поверхность Магнитопаузы по
расчетам и наблюдениям (2)
Эмпирическая модель Shue et al (JGR 1997, 9497) ] Расширяющееся
тело вращения ( r0 и =0 - подсолнечная точка ):
r = r0 [2 / (1+cos  ) ]
 (11.4 + 0.0013 Bz) Pd –1/6.6
r0 = 
 (11.4 + 0.14 Bz) Pd –1/6.6
при Bz> 0
при Bz< 0
 = (0.58 – 0.010 Bz) (1 – 0.010 Pd)
где даны Pd в нПа и Bz в нТл
Зависимость от динамического давления солнечного ветра Pd
r0  P-1/6.6 (близко к теоретическому Р -1/6 ). Изменения самоподобны (без
изменений формы) . Размеры соответствуют расчетам. Времена установления
~10мин для околоземной расширяющейся части магнитопаузы.
Зависимость от ММП Bz изменения формы при южной ММП (Bz<0) : эрозия
дневной МП и увеличение раскрыва (flaring) хвоста при переносе магн. потока
в хвост (рост ).
В отличие от связи МП с Pd (баланс давлений  эффект прямого действия),
зависимость от Bz скорее отражает интегральный отклик магнитосферы в
целом на пересоединение магнитного потока на дневной стороне (изменения
формы из-за задержки возврата трубок из ночной магнитосферы к дневной
стороне в цикле конвекции (см. кризис конвекции) на временных масштабах >
10-30 мин ).
расширение
эрозия

r0
Стационарное обтекание в 3-d М Г Д
Воспроизведены основные изменения:
Зависимость от динамического давления солнечного ветра Pd r0  P-1/6.
Изменения самоподобны. Времена установления – до 10мин для околоземной
расширяющейся части магнитопаузы.
Зависимость от ММП Bz изменения формы при южной ММП (Bz<0) : эрозия дневной
МП и расширение хвоста при переносе магн. потока в хвост.
N IMF : признаки магнитного барьера (B, N); S IMF: плоский профиль В с ослабенным
полем у границы (пересоединение),
Стационарное обтекание в 3-d М Г Д
При обтекании свободной границы воспроизводятся основные
известные распределения плазменных параметров; однако
При включении В (MA=450/125 ~ 3.5) кинематическое
приближение нарушается - заметная величина В в переходном
слое и рост его толщины (особо выражен при северной ММП)
Наблюдения на дневной магнитопаузе
Результаты осреднения пересечений низкоширотной магнитопаузы (Phan et al., JGR 1994, p.121 ):
низкоширотные (30 ) пересечения, AMPTE/IRM, при разных углах между В2 и В1 (shear)
<30 (low shear),
>60(high shear)
<30 (low shear),
>60(high shear)
B
N
PB
Nhot
PPL
TP
PTOT
TP

B
TP
ПО  магнитосфера
Ap=
=(T -T)/TP
Наблюдения на дневной магнитопаузе (2)
Результаты осреднения пересечений низкоширотной магнитопаузы (Phan et al., JGR 1994, p.121 ):
>60(high shear)
Выводы :
N
PB
Nhot
PP 
TP
TP
TP
Ap
PT 

B
Vtan
* Толщина МП (всего переходного слоя)
~0.2 Re (или ~ 10 гирорадиусов протонов);
сложные изменения внутри МП
* LOW Shear: заметный магнитный
барьер (PB/Pp, N, A)
* HIGH Shear - магнитный барьер
разрушен, B и PTOT меньше чем в случае LS,
Vtan ! (отток плазмы из области
пересоединения?) - признаки действующего
магнитного пересоединения ?.
Наблюдения на дневной магнитопаузе (3)
Р е г и с т р а ц и я пересоединения (растекающихся струй плазмы) на магнитопаузе двумя
спутниками[Phan et al., Nature, 2000, v. 404, p.848] EQ-s +Geotail вблизи утренней МП при южном ММП
Результаты:
(1) Всплески течения VL>200км/с с
доминирующей полярностью + (Eqs, 9 из
11 всплесков) и - (GT, 14 из 16 всплесков)
(2) Прогноз величин всплесков – хорошее
согласие с тестом Валена v B /(0)1/2
RD (  нормальная компонента В)
Выводы :

Пересоединение «устойчиво» во
времени при южной ММП, но реализуется
спорадическими импульсами;

Область пересоединения –вблизи
экватора при южной ММП
Наблюдения на дневной магнитопаузе
(4)
Статистика ускоренных потоков плазмы на магнитопаузе (Scurry et al.,JGR 1994,14815)
Спутник ISEE-2: 58 из 180 пересечений магнитопаузы –
ускоренные потоки в ПО (признак пересоединения?)
Результаты:
1) Преимущественное появление при IMFBz <0,
и
2) при большом угле поворота магнитного поля на
магнитопаузе (локальное условие);
3) Частота появления падает с ростом плазменного  в
ПО;
4) Ориентация растекания асимметрична, зависит от
IMF By, в соответствии с предсказаниями модели
экваториального пересоединения
Наблюдения на дневной магнитопаузе - FTEs и др. (5)
Явления FluxTransferEvents (FTE, Russell, Elphic 1978) :
 выделяются в коорд. системе LMN, видны по обе стороны от
магнитопаузы вне токового слоя в слое шириной >~1Re
 биполярная вариация BN ;
 сжатое |В| на удалении, депрессия В внутри трубки с
ускоренной плазмой
 многократны за пересечение МП, t ~3-8 мин

Интерпретация: возмущения создаваемые локальной
пересоединенной трубкой при импульсном «компонентном
пересоединении»
Открытая магнитосфера и ее
следствия
О
Энергичные электроны (13.04.1969г)
о – CB, х - в полярной шапке
Bx +
X
Bx -
EX35
Асимметрия потоков
электронов полярного дождя
(0.6 кэВ) в полярных шапках
Факты подтверждающие «открытость»
магнитосферы
1/. Свободное проникновение энергичных
солнечных частиц и электронов (E100эВ):
 идентичность t-вариаций, спектров в СВ и ПШ;
 Однородность их потоков в ПШ и NS
анизотропия, соответствующая магнитной связи
с Солнцем и их анизотропии в СВ;
 Обнаружение потоков СКЛ и их затенения
Луной в долях хвоста
2. Лок.наблюдения на МПаузе: идентификация RD
(тесты Валена); наблюдение смешение плазм СВ и
ионосферного происхождения. Зависимость rMP от Bz
Косвенными подтверждениями являются
3. Деформации хвоста магнитосферы и пр.эффекты
проникающей Ву компоненты ММП
4. Зависимость магнитосферных возмущений от
ММП (конвекция, высыпания, ионосф.токи, и т.п.).
Открытая магнитосфера и ее следствия
(2) Топология силовых трубок
В общем случае : Bz +By (+Bx) ММП.
Сложная топология в реальном случае - качественно соответствует модели
вакуумного сложения полей диполя и однородного ММП [Parks, 4] (=полное
нарушение непроницаемости МП). В сечении YZ Bdip(r) ,  2 нулевые точки ветвления
(аналоги каспов в модели ЧФ) разделяющие силовые трубки разной топологии.
Образуют граничные поверхности областей с разной топологией трубок.  3 класса
силовых трубок (ММП, замкнутые и открытые), формирующих связные области, с
четко выраженными границами.
Поверхности “цилиндра” (граница откр. трубок и ММП) и “тора” (граница замкн.и
открытых трубок). Северный цилиндр и южный тор произведены нулевой точкой в
квадранте (++??). Линия сепаратора – единственная силовая линия, соединяющая
нулевые точки.
 =L BSW VSW
ММП
Поместив (мысленно) плазму СВ
движущуюся от Солнца – имеем поперек
цилиндра  =L BSW VSW ).
Около каждой из 2х сингулярных
сил.линий сходятся трубки сильно
разнесенные в солнечном ветре, 
сингулярность потенциала.
Сепаратор – соединяющий нулевые точки
- аналог линии пересоединения (Е аналог скорости пересоединения??)
VSW

Z
в касательной плоскости:
Y
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(3) топология - результаты 3D МГД
Реконструкции трубок дневной части тора и сепаратора (Siscoe et al., JGR 2001, 13015)
Расчет распределений В и E (вдоль сепаратора) подтвердил ожидаемую
топологическую структуру В, показал распределение пересоединения по
дневной поверхности с максимальными полями в приэкваториальной зоне,
более соответствующее режиму component merging
Потенциал в «ионосфере» - асимметричная двухвихревое распределение
потенциала с проекциями «нейтральных линий» вблизи пиков потенциала
(центров вихрей). Круговой вихрь - ближняя нейтральной точке, соответствует
направлению зонального движения пересоединенной трубки. Более слабый
серпообразный вихрь соответствует движению трубки пересоединенной в
дальней нейтральной точке другого полушария. Антисимметрия У-В в другом
полушарии, смена на зеркальное при смене знака Ву.
Небольшая продольная разности потенциала между ионосферой и
магнитопаузой, В шапке I =44кВ , что близко к потенциалу пересоединения
R=49кВ. “Проектирование потенциала” из солнечного ветра в ионосферу.
Сингулярность и E. Разность потенциала через полярную шапку как
интегральная мера скорости глобальной конвекции плазменных трубок.
Открытые линии
Замкнутые
Трубки
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(4) Магнитосферная конвекция
Локальный процесс пересоединения 
крупномасштабные изменения . После
кратковременного нарушения вмороженности
в локальной области пересоединения
процессы вновь естественно описываются на
языке эволюции плазменных трубок.
Новая особенность – трубки с иной
топологией: открытые трубки.
Движение (ныне) пересоединенных
(открытых) плазменных трубок передается в
магнитосферу (и ионосферу) , возникает
крупномасштабное движение плазмы –
магнитосферная конвекция в
магнитосфере появляется электрическое поле
Еу = - [VE xB] .
Возвратное движение ??
 на замкнутых сил.линиях (обе возможности
реальны и обнаруживаются в эксперименте):
1/ Пересоединив сил.трубки (открытые
замкнутые) на ночной стороне ( Dungey,
1961).
2/ Организовав течение в хвост замкнутых
трубок в пристеночном слое с возвратом
(“вязкое взаимодействие”, Axford,Hines, 1961)
Z
x
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(5) Распределение и глобальная мера конвекции
Вмороженность: перенос открытых магнитных трубок
СВ  смещения оснований трубок в ионосфере; глоб.
движения всего цикла конвекции легко наблюдаемы,
лучший способ экспер. исследования конвекции (для
2D распределений – интерпретация радаров SuperDARN
и синтетические методы, AMIE).
Траектории конвекции трубок - эквипотенциали
( E =-VxB , E V = 0)
Интегральная мера интенсивности конвекции - разность
потенциала поперек хвоста магнитосферы (поперек
полярной шапки) =  Ex dx,
характеризующая количество магнитного потока
(количество плазменных трубок) , участвующих в
глобальной циркуляции.

PC
x
Оценка размера L трубки «открытых линий»
в невозмущенном солнечном ветре
Полагая ~эквипотенциальность силовых линий, зная РС L может
быть оценен из соотношения РС =L Vsw Bsw При 400км/с и 5 нТл и
взяв РС =60кВ получается
L ~ 6 Re
-типичный размер трубки в солнечном ветре,
непосредственно участвующей во взаимодействии с магнитосферой.
Открытая магнитосфера (6)
конвекции
Интенсивность
по расчетам и измерениям
Зависимость  от параметров СВ и ММП in 3-МГД
Техн.трудности : нахождение сепаратрисы, определение Е на
движущейся деформ. поверхности, наличие Е  ,(различие
потенциалов в исф. и мсф) , … зависимость от многих параметров
Fedder et al.(JGR 1995, 3163):  меняется нелинейно, в
~10 раз при изменении  от 0 до 180 (NS) при В=5нТл.
Hu et al. (JGR 2009) 3dMHD (10нТл, 400км/с, 5см-3; 5Мо):
-Форма линии пересоединения как при вакуумном
сложении полей;
-   sin 3/2 (/2)
- Длина линии пересоединения (между экстремумами ) немонотонно зависит от  , пик на   90o.
Cassak and Shay (2007): “общая” формула для скорости
асимметр. пересоединения, проверялась для  =180 в
широком диап. MA (Borovsky et al. (2008)
Величины отличаются в разных симуляциях,
ожидаем подробного общего анализа…….
Z

Bsw
Передача и трансформация
энергии в магнитосфере (4)
Результаты 3м МГД (Palmroth et AG 2006)
PMP =  dA (K · vN)
(within 30Re через ‘Fluopause’), with
K = (  P/(-1) +V2/2 ) v + (E × B)/µ0
 PMP ~2 * 1012 Вт,
~ sin2 (/2)
Поступление кинетической энергии?
Walker, 3D МГД: через мантию при южной ММП ~1028 частиц/сек.
Полагая W~ 1 кэВ (1.6 10-16 Дж, кин.энергия в солн ветре) имеем
 2 10 12 Вт . Какая часть этой энергии поступает в область замкнутой
циркуляции в магнитосфере и реально участвует в магнитосферных
возмущениях??
Поток кинетической энергии солнечного ветра (s~0.25 эрг/см2 cек,
Хундхаузен,1976) через площадку радиуса r: S = s  r2 = 0.3 *1011 Вт * [
r/Re] 2 ~ 3* 1012 Вт при поперечнике 20Re (поперечник хвоста в
цилиндрической его части ~50-60 Re)
VSW
B
ММП
[ExB]
Сепаратор
X
Магнитопауза
Перенос
энергии
Открытая магнитосфера (6)
конвекции
Интенсивность
по расчетам и измерениям
Радарные измерения РС (Grocott et al, JGR 2010) :
SuperDARN, карты осредн. за 2часа при стац. ММП , 8 лет
данных :  ~ VSWBSW sin2(/2) + 0
Cпутниковые измерения РС :
Вoyle et al, (JGR 1997) :
~58000 пролетов DMSP, стационарное ММП :
[кВ] = [ VSW/ 100км/c] 2 + 11.7 BSW sin3(/2)
Weimer et al. (JGR 2001) …
- член BSW sin 3 (/2) соответствует пересоединению (до ~100
кВ при В~10нТл),
- своб.член ( ~20кВ) обычно интерпретируют как вклад
процессов в вязком низкоширотном погран.слое
Общий результат экспериментальных исследований
глобальной конвекции (в т.ч. полярных магн.возмущ.) :
 Плотность/температура/давление СВ не оказывают
самостоятельного существенного влияния (за исключением
слабой DCF вариации  сжатие магнитосферы );
 Вх-компонента ММП не оказывает заметного влияния;
 Зависимость от Bz(By) ММП –основная, наилучший
результат при использовании функц. зависимостей ~sinn (/2),
при меньших различиях касающихся показателя n (24), и
формы включения слабо меняющихся параметров V и B
sin2(/2)
sin4(/2)
Открытая магнитосфера
(7) Предельная интенсивность конвекции/Насыщение
Cпутниковые измерения РС (Вoyle et al, JGR 1997, 115) :
[кВ] = [ VSW/ 100км/c] 2 + 11.7 BSW sin3(/2)
однако, при увеличении Bs далее ~10нТл – насыщение
при величинах 150-200 кВ.
Эффект насыщения выделен экспериментально по данным
спутниковых и радарных измерений Е […], PC-индекса, …
Подтвержден 3dMHD моделированием (Borovsky et 2009JGR)
Однако – он отсутствует в зависимости Dst от VBs [ ]
Эта практически важная проблема пока не решена,
варианты (~10 моделей) :
 3-мерные токи системы R1 превышают по величине DCF
токи, что влияет на положение МП и интенсивность
пересоединения (Siscoe et .,2002)
 Учет электрического согласования трехмерной токовой
системы с генератором (Kivelson,Ridley, 2008)
…
 Отклонение течения в переходной области магнитными
силами в магнитном барьере (при малых MA - Lopez et
al.,2010…)
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(8)
Особенности конвекции
Эффекты Ву компоненты ММП
Квадрантная асимметрия пересоединения  момента сил (F)
 зональная конвекция. Вращение противоположно в разных
полушариях, знак меняется при изменении знака Ву ММП
Момент сил  скручивание хвоста (twisting) вдоль его оси при
удалении от Земли:
поворот НС ~5-10o на X~-10 ..-20 Re , и до
~30o на X~ 60 -100 Re (Tsyganenko et al 1998) . Следствие пересоединения
также - появление в хвосте дополнительной Ву компоненты
(пропорциональной Ву ММП, до ~15% в долях хвоста и до
50% в плазменном слое)
Эффекты Вх компоненты ММП
не влияет на магнитный барьер в подсолнечной области, но
воздействует на местоположение обл.пересоединения и поступление
энергии в магнитосферу - эффект 2 порядка малости
Однако, у магнитопаузы вблизи каспов и хвостовой МП поле
значительно возмущается в под влиянием Вх, приводя к небольшим
изменениям сил натяжения и ряду эффектов; включая :
асимметрия пересоединения за каспом (при северной Bz) в разных
полушариях?
NS асимметрия в хвосте и асимметрия конфигурации полярной
шапки
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(9)
Особенности конвекции
Пересоединение при северной
ММП: пересоединение полярнее
каспа –> локальная область
конвекции к Солнцу + область
антисолнечной конвекции, т.е. 4вихревая структура.
Результаты расчета в 3-мерной
МГД (Toffoletto, Siscoe 2009)
150kV
26kV
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(10) Проникновение частиц через открытую магнитопаузу
- Интенсивные высыпания в каспе (n ~ nSW );
- Отсутствие протонов в полярной шапке и
долях (nLOBE ~10-3nSW ) при свободном
проникновении электронов >0.2 кэВ (PR);
- Спектры PR идентичны спектру в SW при
смещении на 30-200 эВ (Fairfield et JGR,2008)
Каковы предсказания открытой модели
магнитосферы? Как посчитать спектр
плазмы проникающей из ПО через
открытую магнитопаузу?
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(10) Проникновение частиц через открытую магнитопаузу
Каковы предсказания открытой модели магнитосферы? Как посчитать
спектр плазмы проникающей из ПО через открытую магнитопаузу?
Необходимо учесть: (а) сильную неоднородность плазмы в ПО;
(б) ускорение частиц на магнитопаузе;
(в) различие путей частиц разного сорта и энергии из-за разного сноса
конвекцией ;
(с) ограничение квазинейтральности.
nLOBE
~10-3 nSW
электроны- VTe>>VMSH всегда;
ионы – VTi<<VMSH (VTi>>VMSH )
nСUSP ~ nSWVE
в сверх-(до-)звуковой области
Дневная магнитопауза
1
1
Ночная магнитопауза
Переходная область
Х
2
Vz’
V=VT
Vz’
для продольных частиц
V
В системе dHT
2
Vx’
1
Магнитосфера
2
Vx’
1
B2
Переход к магнитосферной системе:
V2=V2’+ VdHT
Открытая магнитосфера и ее следствия.
(10) Проникновение частиц через открытую магнтопаузу
Алгоритм расчета (Onsager et al.,GRL, 1993,419, Wing
et al., JGR 1996, 13155).
1) Модель В (магнитосфера +однородное ММП Bz= -5нТ);
2) Модель конвекции (однородное Е=0.5 мВ\м в
экв.магнитосфере)
3) Газодинамическая модель параметров плазмы переходной
области (Spreiter,Stahara 1985)
I - расчет траекторий отдельных частиц по времени
назад из точек регистрации по (1)+(2), определение параметров
каждой частицы (положение, питч-угол) на внутренней
магнитопаузе;
II- расчет параметров (энергия, питч-угол) на внешней
магнитопаузе с помощью перехода к системе dHT;
III- Инициализация потоков частиц по модели (3),
IV- пересчет потоков из ПО внутрь магнитосферы по
теореме Лиувилля с учетом изменения энергии на
магнитопаузе;
V- Подбор  индивидуально в каждой силовой
трубке исходя из требования Ni=Ne на малых высотах .
VE
Низкоширотный пограничный слой
Наблюдения : при пересечении МП - область перехода от
параметров ПО (n~10 см-3, Ti,e0.1кэВ) к параметрам
ПС (n<10 см-3, Ti>1кэВ) толщиной ~0.2 Re (~12 LT) до
1-2 Re в ночной части (толщина МП <0.1 Re).
X
MP
Y
Основные свойства:
 течение плазмы как в ПО (от солнца) с меньшей V,
 часты электроны с сигарообразными
распределениями (вдоль В) - замкнутые силовые
линии?
 сильная неоднородность (перемежающиеся трубки
с разными свойствами);
 толщина LLBL растет при длительной ММП Bz>0
(весь ПС при T>8 ч ).
Значение НПС: дополнительный источник
магнитосферной конвекции, плазмы (дрейф внутрь ?) и
энергии для магнитосферы
Оценки  варьируют в пределах 10-20 кВ (часть
независящая от ММП?)
LLBL
Низкоширотный пограничный слой (2)
Механизмы (?) : нужно добавить плазму
ПО на замкнутые линии, либо замкнуть
открытые линии
1. Диффузия (‘вязкое взаимодействие’,
модель Эксфорда-Хайнса) - ??
коэфф.диффузии недостаточны;
2. Пересоединение (для дневного LLBL:
сложная структура – пакет разрывов)
3. Пере-пересоединение ранее открытых
линий (для хвостовой LLBL :
восстановление замкнутых линий, течение
за счет остаточного импульса ионов,
продольное ускорение электронов при
пересоединении)
4. Неустойчивость КельвинаГельмгольца. Условие- сдвиг скоростей
(отсутствует в подсолнечной области), ? не
содержит смешения популяций и требует
дополнительных механизмов (MOVIEFUJIMOTO )
X
MP
Y
LLBL