1 ИКИ РАН, г. Москва, Росси ИКИ РАН, г. Москва, Росси 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгри KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгри Моделирование влияния Моделирование влияния межпланетного магнитного поля межпланетного магнитного поля на положение магнитопаузы на положение магнитопаузы М.И. Веригин М.И. Веригин 1 , М. Татралья , М. Татралья Г. Эрдеш Г. Эрдеш 2 , Г.А. Котова , Г.А. Котова 1 , В. , В. Безруки Безруки Седьмая конференция ОФН 1 «Физика плазмы в солнечной системе 610 февраля 2012 г., ИКИ РАН
17
Embed
1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия
Моделирование влияния межпланетного магнитного поля на положение магнитопаузы. М.И. Веригин 1 , М. Татральяи 2 Г. Эрдеш 2 , Г.А. Котова 1 , В.В. Безруких 1. 1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия. Седьмая конференция ОФН 15 «Физика плазмы в солнечной системе» - PowerPoint PPT Presentation
Welcome message from author
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
11 ИКИ РАН, г. Москва, Россия ИКИ РАН, г. Москва, Россия22 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия
Моделирование влияния Моделирование влияния межпланетного магнитного полямежпланетного магнитного поля
на положение магнитопаузына положение магнитопаузы
М.И. ВеригинМ.И. Веригин11, М. Татральяи, М. Татральяи22
that has finite asymptotic magnetotail diameter D and reasonably approximates distant Prognoz 9 magnetotail crossings (r0 – subsolar distance, R0 – nose curvature radius)
This shape was used 40 years ago by Howe & Binsack (JGR, 77, 3334-3344,1972) for modeling Explorer 33 & 35 magnetopause observations
3–D3–D fitting fitting
0 1 2 3 4 5 6 7 8 9solar w ind ram pressure, nP
0
100
200
300
400
500
2 nP2 nP
)(2arctan)( 00 xrR
D
Dxy
rr00 = 10.8 = 10.8 RRee ( (VV22))-1/6-1/6
RR00 = 16.9 = 16.9 RRee ( (VV22))-1/6-1/6
DD = 94.5 = 94.5 RRee ( (VV22))-1/6-1/6
<<nn22>> = 1.358 = 1.358 RRee
-70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20
10
20
302 nP
Verigin et al., Geom.& Aeron.,Verigin et al., Geom.& Aeron.,49, No.8, 1176-1181, 2009 49, No.8, 1176-1181, 2009
Magnetopause model comparison with observationsMagnetopause model comparison with observations
-20 -10 0 10 20
10
20
30
0.6 nP
-70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20
10
20
30
1.2 nP
-70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20
10
20
30
1.8 nP
-20 -10 0 10 20
10
20
30
2.4 nP
0.5 nP < V 2 < 0.7 nP 1.1 nP < V 2 < 1.3 nP
1.7 nP < V 2 < 1.9 nP
-50 -40 -30 -20 -10 0 10 20
10
20
303.0 nP
2.9 nP < rV 2 < 3.1 nP
2.3 nP < V 2 < 2.5 nP
-50 -40 -30 -20 -10 0 10 20
10
20
30
3.6 nP
3.5 nP < rV 2 < 3.7 nP
Search for Bz dependency:Search for Bz dependency:Prognoz’s & Interball 1 6-D fittingPrognoz’s & Interball 1 6-D fitting
5 5 THEMISTHEMIS s/c, Dusik et al., JGR, 2010 s/c, Dusik et al., JGR, 2010
Note:Note:PR96 model underestimate Rmp for Bz < 0 PR96 model underestimate Rmp for Bz < 0
and overestimate Rmp for Bz >0 and overestimate Rmp for Bz >0
Recent evidence of the cone angle dependencyRecent evidence of the cone angle dependency
of the magnetopause locationof the magnetopause location 5 5 THEMISTHEMIS s/c, Dusik et al., JGR, 2010 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.”
‘‘New’ is the well forgotten ‘old’New’ is the well forgotten ‘old’ The degree of compression sustained by the solar wind field as it convects to the magnetopause has been determined empirically with magnetometer data from ISEE 3 in the solar wind and ISEE 1 in the magnetosheath.
Crooker et al., JGR, 87, A12, 10407-10412, 1982
A little bit algebraA little bit algebra
Magnetic field pressure in the magnetosheath at the BS
2
BB
8
B STtSW
2SH
Total (HD+magnetic) pressure P balance across the MP
8
B
8
BVkP
2ST
2SH2
8
B
2
BBVk
2STST
tSW2 22t
SWtSWST Vk8B4B2B
)Vk2BB(B
VkP22t
SWtSW
tSW2
or
bv
a
a
bv
a
bv
Sin
kM
kM
Sin
kM
SinVkP
2
2
2
2
2
22
21
441
Modification of Verigin et al., 2009 MP modelModification of Verigin et al., 2009 MP model
)(2arctan)( 00 xrR
D
Dxy
rr00 = 11.16 = 11.16 RRee ( (PP))-1/6-1/6
RR00 = 16.51 = 16.51 RRee ( (PP))-1/6-1/6
DD = 98.06 = 98.06 RRee ( (PP))-1/6-1/6
<<nn22>> = 1.364 = 1.364 RRee
where
0 40 80 120 160
0
1
2
3
4
Modified model reasonably explains magnetopause nose con angle dependence found by Dusik et al., 2010
Modified model predicts magnetopause nose position variations under different Ma and bv in the solar wind
bv
a
a
bv
a
bv
Sin
kM
kM
Sin
kM
SinVkP
2
2
2
2
2
22
21
441
Correspondence of modified MP modelCorrespondence of modified MP model to Prognoz’ data to Prognoz’ data
0 30 60 90 120 150 180IM F cone ang le , deg
4
6
8
10
12
14
16
2 nP
nor
mal
ized
MP
no
se p
osi
tion
, R
e
0 30 60 90 120 150 180IM F cone ang le , deg
4
6
8
10
12
14
16
2 nP
nor
mal
ized
MP
no
se p
osi
tion
, R
e
2 < M a < 4
0 30 60 90 120 150 180IM F cone ang le , deg
4
6
8
10
12
14
16
2 nP
nor
mal
ized
MP
no
se p
osi
tion,
Re
3< M a < 5
0 5 10 15 20 25A lfven ic M ach num ber, M a
0
100
200
300
400
Cluster 1, 17 Jan., 2005
GOES 10
20 Nov.,2003
GOES 12, 17 Jan.,2005
ВыводыВыводы
We use simple analytic model
• 2D положение магнитопаузы может быть описано как:
• По данным о 331 пересечениях магнитопаузы спутниками Прогноз, Прогноз 2-6, 9 с 1972 по 1983 гг. и 2625 пересечениях магнитопаузы Интерболом 1 с 1995 по 1999 гг. построена новая модель магнитопаузы, применимая при малых Альвеновских числах Маха (больших значениях межпланетного магнитного поля ) в солнечном ветре.
)(2arctan)( 00 xrR
D
Dxy rr00 = 11.16 = 11.16 RRee ( (PP))-1/6-1/6
RR00 = 16.51 = 16.51 RRee ( (PP))-1/6-1/6
DD = 98.06 = 98.06 RRee ( (PP))-1/6-1/6
bv
a
a
bv
a
bv
Sin
kM
kM
Sin
kM
SinVkP
2
2
2
2
2
22
21
441
• Построенная модель описывает недавно обнаруженный эффект зависимости положения магнитопаузы от угла между направлениями солнечного ветра и межпланетного магнитного поля
• Модель также достаточно хорошо описывает наблюдавшиеся перемещение магнитопаузы вплоть до геостационарной орбиты ~ 6,6Re.
Спасибо за внимание !
Спасибо за внимание !Седьмая конференция ОФН 15
«Физика плазмы в солнечной системе» 610 февраля 2012 г., ИКИ РАН