Магнитосферные Возмущения C7. Суббури, бури ...

Классификация состояний магнитосферы

преимущественный вклад токового слоя хвоста в суммарное энерговыделение в магнитосфере - определяетглобальное динамическое состояние системы 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 вклассических обзорах по магнитосфере).

(2) ∂Um ⁄∂t > 0. Накопление магн. энергии в системе, подавлен возврат трубок с ночной стороны надневную (Q<< Sn). В крайнем случае (Q~0) ∂Um ⁄∂t = Sn - вся поступающая энергия запасается. Реализуется в магнитосфере c большими характерными временами порядка 1 часа, известно какпредварительная фаза суббури (см #2.3,2.4 медленный процесс большого масштаба, работаетвмороженность, существенно взаимодействие плазм. трубок!).

(3) ∂Um ⁄∂t < 0. Расходование магн.энергии запасенной в системе. Быстрое высвобождение энергии (намалых характерных временах) и резко усиленный возврат трубок из хвоста характеризует взрывную фазусуббури (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 , известнысуббури при северной ориентации ММП (при незначительном притоке энергии непосредственно перед/впериод возмущения), состоящие из совокупности кратких явлений взрывной фазы суббури (~ 10-20мин).

Основную роль в формировании динамического состояния играет плазменный слой, даже если связанное сним энерговыделение не превышает энерговыделение в ионосфере: в отличие от ионосферы вбесстолкновительной плазме из-за отсутствия j ~ E , вариации тока в хвосте магнитосферы непредопределяются приложенным к магнитосфере внешним электр.полем и определяются поведениемплазмы 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)

Примечание: вариантность внешних условий (СВ) и предыстории обеспечивают разнообразие динамики и локальных проявлений

АЕ индекс В2lobe

Bz

ММП АL индексММП Bz

t, час

Предварительная фаза суббури .

Накопление магнитной энергии и рост тока

Физика связана с подавлением возвратной конвекции (EyPS)При южной ММП имеем при EyPS=0

∫∫∫ 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 = ∫ Ey

PS dl на [аdc ]Из rot E = - ∂Β⁄∂t имеем ∂⁄F/∂t≡ ∫∫ dS ∂⁄Β/∂t = ∫ dl [E x n ] ~ ∆Φ - ∆ΦPS ~ ∆Φ

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 / πRT(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 ~ 50-100% от величины расчитываемой по известным данным о зависимости ЭДС от параметров СВ

y

z

Et = VSW Bn

n b

B ⊗

j

c d a

EyPS

Предварительная фаза суббури (2) .

2D МГД : конфигурационные измененияПри медленных изменениях конфигурации (∆t< 2RT/VA и VPS<VT) можно их описать как последовательность квазистатическихсостояний равновесия (Erickson 1992, JGR, с. 6505) :Основа подхода в 2D случае:Гран.условие : Аmp(t) на магнитопаузеНачальные и гран условия (вкл. задание р(А) в начале эволюции и pVγ (А), задана и сохраняется в каждойтрубке) 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. Amp

i+1 = Ampi - Ey ∆t

Гран.условие : Аmp на магнитопаузе

Основные результаты численных 2D расчетовМонотонные изменения конфигурации с вытягиваниемсиловых линий (*), ростом В в долях и тока вплазменном слое, уменьшением BZ в ближней к Землечасти слоя с формированием локального минимума BZВ околоземной области формируется область с сильными токамии большими градиентами величин, где потенциально возникаютплазменные неустойчивости. В моделях плазменных трубок конфигурационные изменения связаны с кризисом конвекции.

Предварительная фаза суббури (3)

3D МГД моделирование(Kuznetsova et al., AG2005?):• IMF N S (-5нТл, 300 км/с) в 0700;

•Монотонный рост тока имагнитного поля в хвосте(∆Вх=8нТл);

•Конфигурационныеизменения: вытягиваниесил.линий, подавленное Ey вэкваториальной части хвостаосновное утоньшениеплазменного слоя воколоземной части слоя гдеформируется минимум Вz;

• Результаты 3D существенноподтверждают основныерезультаты 2D модели и«кризис конвекции» какосновной магнитосферныймеханизм задающийсуббурю

Предварительная фаза и начало взрывной фазы суббури (4)

3D МГД моделирование(Kuznetsova et al., AG2005?):•Конфигурационные изменения: вытягивание сил.линий, основное утоньшениеплазменного слоя воколоземной части слоя вцентральном секторемагнитосферы, гдеформируется минимум В;

•Последняя кратковременная фаза (экспоненциальный рост плотности тока) – длительность неск. минут, зависит от размера ячейки расчета ∆;

•Область инициированияпоследующего пересоединения(начала взрывной фазы) – взоне перехода от дипольного ктоковому слою, хотяконкретное положениеразличается в разных версиях...

∆=1/32 Re

∆=0,25 Re

Взрывная фаза суббури (5)

~3D МГД (box) моделирование

(Birn et al, MCS 2001):•Возникновениепересоединения влокализованной по у области, распространение по Х (~безрасширения 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 собластью аном. сопротивления иположением топологическойграницы (нейтральной линии).

•Преобразование энергии впроцессе пересоединения (картыизменения магнитной, тепловой икинетической энергии). Основноеускорение – в областивзаимодействия струй.

Взрывная фаза суббури (7)

Начало загрузки

Начало

пересоединения

формирование и

выброс плазмоида

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 ⇔ пересоединениево внутренней магнитосфере ??Пересоединения в околоземной области , вблизи границы β~1 решает проблему кризиса конвекции, дает максимальные скоростиэнерговыделения ( ≡ взрывная фаза), и обладает важнымиособенностями.

У внутреннего края токового слоя возможны скоростидиссипации (ускорения плазмы), ЕREC на 1-2 порядкапревышающие 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 малымрасстоянием заброса) повышение доли О+ с ростом активности

Наиболее эффективно запитываются энергичными частицамивнешний рад.пояс и кольцевой ток (наиболее близок источник, возможно ускорение до больших энергий).

Суббуря как кризис конвекции (8)

Экспериментально подтверждены (Dmitrieva et al, 2004): ⇒

Предв.фаза: после переворота ММП к югуподтверждены:

• 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 интенсивномупересоединению. Возникновение пересоединения воколоземной части слоя 15-25 Re с последующимвозвращением области пересоединения в дальний хвост.

• Во времени (как и в пространстве) сильнолокализован,

импульсы диссипации ∆t~1 мин (группами через~1-3мин); могут возобновляться в иной области (развитиепятнами). Благодаря локализации достигаются высокиезначения энерговыделения (Еу) резкий ростэнерговыделения 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

Суббури и конвективные бухты

Солнечный ветер: 2 события Bz<0 с ↑ интенсивностипересоединения 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 инжекцииэнергичных частиц – только при суббуре, краткие мягкиеинжекции при КБ

Плазменный слой : Накопление+резкий сброс давления в хвосте – только присуббуре; PB+PP~const при КБ

Область пересоединения в ближнем хвосте – только присуббуре (значительные Bz<0 ,Vx<0 )

Спорадические всплески быстрых течений (BBF) в обоихсобытиях

Толстый плазменный слой , Bz >0 (~5нТл) и Vx>0 при КБ

Пересечение диффузионной области пересоединения в~17:50

Диагностические признаки

Магнитная буря

Сильные возмущения на всех широтах (глобальные), от неск.часов до суток. Результат взаимодействия со вспышеч нымпотоком 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 сжатогомагнитного поля (знак+ интенсивность + длительность). Вузком смысле говоря о магнитных бурях часто подразумеваютспецифическую Dst вариацию большой амплитудыМорфология. Бури - интенсивные отрицательные возмущения в Н-компоненте 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 вклада 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 встолкновениях и реакциях перезарядки. Понижения Dst коррелируют с возрастаниями AE индекса и VBS в солнечном ветре (за счет мощной инжекции плазмы изплазменного слоя увеличивается суммарная энергия частиц вдипольной ловушке), очевидна и инерция явления (распадпояса частиц требует значительного времени).

Начальная Восстановления

Главная 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 RAMas observed by LANL GEO

0

1

2

3

4

5

-180 -160 -140 -120 -100 -80 -60 -40

max

12(n

psh)

(cm

-3)

min Dst* (nT)

R = 0.55

0

1000

2000

3000

4000

5000

6000

-180 -160 -140 -120 -100 -80 -60 -40

max 12 (n psh ) < 2max 12 (n psh ) > 2

<Vx*B

s> 12 (

nT k

m/s

)

min Dst* (nT)

R = 0.68

400 km/s * 6 nT

0

4000

8000

12000

16000

20000

-180 -160 -140 -120 -100 -80 -60 -40

<Vx*B

s> 12 *

max

12(n

psh)

min Dst* (nT)

R = 0.84

From Thomsen et al., Geophys. Res. Lett., 25, 3481, 1998.

SW Electric Field Plasma Sheet Density Both