Нарушение симметрии как драйвер магнитосферной динамики

Проект: исполнение гранта/договораисполнение гранта/договора в целом

Сведения о проекте

основные результаты по проекту в целом

Итоговый отчет по гранту № 16-05-00470
«Нарушение симметрии как драйвер магнитосферной динамики»
Руководитель: Семенов Владимир Семенович

Реферат

Целью проекта является проверка гипотезы ([Kivelson and Hughes, 1990]), согласно которой для несимметричных конфигураций с изогнутым токовым слоем в хвосте магнитосферы и большой кривизной магнитных силовых линий снижается порог срыва суббури, и поиск этому эффекту теоретического объяснения. Используя базы данных о началах суббурь [Frey et al.] (4700 событий за 2000-2005 гг.), SUPERMAG (18800 событий за 2000-2010гг.), а также OMNI о параметрах солнечного ветра, было проведено исследование того, какие параметры солнечного ветра ответственны за изгиб токового слоя в хвосте магнитосферы, как эти параметры влияют на число возникающих суббурь, а также какие структуры солнечного ветра способны их переносить. Статистическое исследование за 11 летний солнечный цикл показало, что 66% времени (в следующий год после максимума активности - 75%, в годы минимума - 60%) в солнечном ветре знаки произведения (VzBx) и Bz совпадают. Это означает, что Bz компонента ММП вместе с произведением (VzBx), определяющим максимальный изгиб токового слоя хвоста магнитосферы, переносится распространяющимися от Солнца альфвеновскими волнами.
Методом наложенных эпох удалось показать, что в соответствие с гипотезой (Kivelson and Hughes, 1990) порог срыва суббури действительно понижается: на 18% по базе SUPERMAG, и несколько меньше на 14% по базе [Frey et al.] для изогнутого токового слоя. Выяснилось также, что распределение произведения (VzBx) обладает весьма заметной асимметрией в момент начала суббури. Для Bz<0 суббури случаютcя в 1.75 раза чаще для (VzBx)<0, чем для положительного произведения (VzBx)>0. Аналогичные результаты верны и для Bz>0. Это различие нарастает перед началом суббури, за 40 мин медленно, а в последние 15 мин весьма резко.
Токовый слой при различных углах наклона диполя был исследован на устойчивость относительно флэппинг возмущений. Выяснилось, что развитие неустойчивости в симметричном слое предваряется весьма продолжительной (~1 часа для условий хвоста магнитосферы), поэтому симметричный слой можно считать практически устойчивым. С ростом наклона диполя инкремент неустойчивости увеличивается, и для 30 град наклона характерное время развития неустойчивости уменьшается до 10 мин. Тем самым эти первые исследования изогнутого токового слоя на устойчивость подтверждают гипотезу Kivelson and Hughes, 1990.
Введение
Целью проекта является определение роли нарушений симметрии в динамике магнитосферы, а именно оценка влияния асимметрии на основные процессы: пересоединение на дневной стороне, скорость отклика ионосферы на вариации параметров солнечного ветра, процессы в токовом слое магнитосферного хвоста (волны и рост неустойчивостей), а также порог срыва суббури. Данная задача особо интересна, так как несимметричные конфигурации магнитосферы (определяемые наклоном земного диполя и вариациями направления солнечного ветра) являются нормальными и повсеместными, в то время как симметричные конфигурации, на которых сосредоточено подавляющее большинство существующих исследований, крайне редки. Кроме того, ранее высказывались предположения ([Kivelson and Hughes, 1990]), что для несимметричных конфигураций (с изогнутым токовым слоем и большой кривизной магнитных силовых линий) снижается порог срыва суббури. В рамках данной широкой фундаментальной задачи планируется разрешить ряд конкретных вопросов, как в рамках экспериментального подхода: (1) провести статистическое исследование суббуревой активности относительно изменений симметричных (плотность/давление) и несимметричных (направление скорости/ММП) параметров солнечного ветра; (2) исследовать влияние угла поворота ММП на эффективность пересоединения на дневной стороне; (3) провести сравнительное исследование времени задержки между приходом фронта и откликом ионосферы по индексам геомагнитной активности (PC, SYM-H, ASY-H) для симметричных и несимметричных конфигураций магнитосферы; (4) оценить накопление магнитного потока в хвосте для симметричных и несимметричных конфигураций магнитосферы; так и в рамках теоретического подхода: (5) провести анализ характеристик асимметричного токового слоя хвоста для решений уравнения Грэда-Шафранова ([Семенов с соавт., 2013]) и сопоставить их с результатами адаптивного моделирования магнитосферных конфигураций при том же уровне асимметрии с целью определения оптимальных управляющих параметров модели; (6) исследовать динамику несимметричного токового слоя с целью определения условий, способствующих пересоединению; (7) исследовать развитие волн и неустойчивостей в изгибном токовом слое; (8) Исследовать несимметричное пересоединение на магнитопаузе и формирование магнитного барьера.
Основная часть отчета о НИР
Асимметрия токового слоя в хвосте магнитосферы связана с тремя основными факторами.
1. Наклон земного диполя. Только 4 месяца в году (по 2 месяца вблизи положений весеннего и осеннего равнодействия) диполь может быть вертикальным два раза в день. В остальные 8 месяцев диполь является наклоненным, а токовый слой хвоста всегда несимметричным.
2. Скачки Z компоненты скорости солнечного ветра, которые аналогичны наклону диполя. Эти скачки как правило небольшие, в пределах +- 6-8 град, но гораздо но более резкие с характерным временем ~ 10 мин.
3. Влияние Bx компоненты Межпланетного Магнитного поля (ММП), которая при южном направлении ММП вызывает смещение линии пересоединения на магнитопаузе и разную загрузку долей хвоста. Этот эффект вызывает смещение токового слоя на 1-2 Re. Для проверки подтверждения этого эффекта было заказано трехмерное МГД моделирование на сайте CCMC NASA (https://ccmc.gsfc.nasa.gov/).
Вследствие комбинированного влияния всех этих трех факторов земная магнитосфера большую часть времени (почти всегда) находится в несимметричном состоянии.
В рамках выполнения проекта. было проведено экспериментальное исследование того, какие параметры солнечного ветра или их комбинации ответственны за изгиб токового слоя в хвосте магнитосферы, как эти параметры влияют на число возникающих магнитосферных суббурь, а также какие структуры солнечного ветра способны их переносить. Исследование проводилось на основе баз данных о началах суббурь по оптическим данным [Frey et al.] (4700 событий 2000-2005 гг.) и SUPERMAG (18800 событий за 2000-2010гг.) по AL индексу, а также по данным OMNI о параметрах солнечного ветра. Основное внимание было уделено комбинированному влиянию Vz-компоненты скорости солнечного ветра и Вх-компоненты ММП. Мы предположили, что кумулятивный эффект этих двух факторов (то есть произведение (VzBx)) будет приводить к усилению несимметричности общей конфигурации магнитосферы. Более точно: совпадение знаков произведения (VzBx) и Bz увеличивает асимметрию магнитосферы (изгиб и смещение токового слоя в хвосте магнитосферы), а разные знаки произведения (VzBx) и Bz делают магнитосферу более симметричной. Результаты проведенного исследования для двух существенно разных баз данных [Frey et al.] и SUPERMAG показали, что несимметричных суббурь примерно в два раза больше, чем симметричных. Это, как будто, полностью согласуется с гипотезой ([Kivelson and Hughes, 1990]), однако скоро выяснилось, что это всего лишь отражение характеристик солнечного ветра. Для проверки пятиминутные данные по солнечному ветру за 2000-2010гг. были упорядочены в соответствие со знаками произведения (VzBx) и Bz, Оказывается, совпадение знаков произведения (VzBx) и Bz соответствует распространяющимся от Солнца альфвеновским волнам, если же знаки (VzBx) и Bz разные то это признак того, что альфвеновские волны распространяются к Солнцу. В частности, альфвеновские волны, переносящие от Солнца геоэффективную Bz<0 автоматически переносят также и комбинацию (VzBx)<0, которая способствует изгибу токового слоя в хвосте и тем самым делает конфигурацию магнитосферы максимально несимметричной.
Так как в среднем приходящих от Солнца альфвеновских волн в два раза больше, чем приходящих, то и количества суббурь также отвечают этой пропорции. Эффект (Kivelson and Hughes, 1990) оказывается более тонким и требует отдельного анализа.
Специально проведенное статистическое исследование показало, что распределение (VzBx) обладает весьма заметной асимметрией в момент начала суббури. Для Bz<0 суббури случаютcя почти в два раза (точнее в 1.75 раза) чаще для (VzBx)<0, чем для положительного произведения (VzBx)>0. Аналогичные результаты верны и для Bz>0. Это различие нарастает перед началом суббури, за 40 мин медленно, а в последние 10-15 мин весьма резко.
Ключевой вопрос гипотезы (Kivelson and Hughes, 1990) состоит в том, понижается или нет порог срыва суббури для асимметричного токового слоя. Для его решения был применен метод наложенных эпох, причем за нулевой был принят момент начала суббури. Удалось показать, что зависимость Bz(t) для обоих баз данных [Frey et al.] и SUPERMAG имеют ярко выраженный минимум, причем для несимметричных суббурь он составляет -3.4 нТ, а для симметричных -4.0 нТ по базе (SUPERMAG), и для несимметричных суббурь -2.2 нТ, симметричных -2.5 нТ по базе [Frey et al.]. Если считать эту минимальную величину Bz некоторой оценкой порога срыва суббури, то получается, что в соответствие с гипотезой (Kivelson and Hughes, 1990) порог срыва суббури действительно понижается: на 18% по базе SUPERMAG, и несколько меньше на 14% по базе [Frey et al.]. Величина эффекта асимметрии получилась не очень большой, но надо иметь в виду, что большинство суббурь развивается на Х линиях на расстоянии большем 20 Re в хвост, когда токовый слой становится уже симметричным, а для первых вступлений эффект асимметрии должен быть сильнее.
С теоретической точки зрения эта проблема может быть переформулирована следующим образом. Область изгиба токового слоя (и потенциальной неустойчивости) составляет около 10 Re, а гораздо более протяженная часть остается симметричной и, скорее всего, устойчивой. Будет ли весь слой устойчивым или нет оставалось неясным, при этом задача об устойчивости существенно трехмерная, определение устойчивости по одномерным сечениям мало что дает. Для решения этой проблемы был реализован численный метод. МГД уравнения линеаризовались по фону, выбиралось возмущение вида ~exp(-iky) и полученная таким образом линеаризованная МГД система для данного волнового числа k решалась численно и находился инкремент неустойчивости. Для начала был выбран токовый слой, у которого центральная часть была устойчива (по одномерному расчету), а края неустойчивы. Численный трехмерный анализ показал, что для сколь угодно малых областей неустойчивости по краям весь слой тоже был неустойчивым. При этом инкремент неустойчивости оказался пропорциональным отношению неустойчивой зоны к общей длине слоя.
Объяснение проблемы зависимости порога срыва суббури от асимметрии сводится к исследованию токового слоя на устойчивость при разных углах наклона диполя. Для этого прежде всего необходимы точные решения уравнения Грэда-Шафранова, которые можно использовать в качестве фона (нулевого приближения). Известные симметричные решения для равновесного токового слоя типа Кана-Мананковой [Yoon and Liu, 2005] содержат 4 вещественных управляющих параметра. Удалось показать, что эти параметры можно продолжить в комплексную плоскость таким образом, что полученные решения будут описывать токовые слои с изгибом и смещением. Первоначально Kivelson and Hughes, 1990 предполагали, что порог понижается из-за того, что в согнутом и смещенном токовом слое возрастают градиенты магнитного поля и плотность электрического тока в сравнении с симметричным слоем. Используя полученные решения, мы проверили эту гипотезу, и выяснилось, что по всем основным параметрам (градиентам поля, плотности тока, удельному объему и энтропии силовых трубок) симметричные и асимметричные слои практически неотличимы. Более того, удалось показать, что если симметричный токовый слой устойчив по энтропийному критерию (энтропия трубок растет в хвост магнитосферы), то и слой с изгибом и смещением также будет устойчив относительно перестановочной/баллонной моды.
Единственным параметром, который довольно сильно зависит от угла наклона, является полное (плазменное+магнитное) давлени. Его вариация поперек хвоста (в Z направлении GSM) приводит к раскачке флэппинг колебаний, которые распространяются от центра слоя к флангам в Y направлении GSM. Поэтому токовый слой был исследован на устойчивость относительно флэппинг возмущений Выяснилось, что развитие неустойчивости в симметричном слое предваряется весьма продолжительной (~1 часа для условий хвоста магнитосферы), поэтому симметричный слой можно считать практически устойчивым. С ростом наклона диполя инкремент неустойчивости увеличивается, и для 30 град наклона характерное время развития неустойчивости уменьшается до 10 мин. Тем самым эти первые исследования изогнутого токового слоя на устойчивость, как будто, подтверждают гипотезу Kivelson and Hughes, 1990.
Побочным результатом проекта стал простой новый метод определения приходящих от Солнца (уходящих к Солнцу) альфвеновских возмущений по совпадению (несовпадению) знаков произведения (VzBx) и Bz. Статистическое исследование за период 1996-2010 гг., охватывающий 11 летний солнечный цикл, показало, что 66% времени знаки (VzBx) и Bz совпадают, причем в годы максимума активности это время увеличивается до 75%, а в годы минимума слегка уменьшается до 60%. Отсюда следует важный вывод о том, что геоэффективная Bz компонента ММП вместе с комбинацией параметров (VzBx), определяющих асимметрию магнитосферы, переносится почти исключительно распространяющимися от Солнца альфвеновскими волнами.
Используя метод Н.А.Цыгоненко по статистике измерений магнитного поля в долях хвоста, была получена оценка накопления потока в хвосте для симметричных и несимметричных конфигураций магнитосферы. Оказалось, что симметричный токовый слой накапливает магнитного потока на 20% больше, чем изогнутый для 30 град наклона диполя.
Кроме того было проведено гибридное моделирование солнечного ветра, результаты кторого оказались в замечательном согласии с классической теорией солнечного ветра Паркера, но с важным отличием. Роль градиента давления, играющего основную роль в ускорении ветра у Паркера, взяло на себя электрическое поле. Были также рассчитаны эффективные показатели политропы протонного газа, которые оказались близкими к единице.
Было также выполнено исследование энерговыделения в процессе импульсного магнитного пересоединения и показано, что на медленных ударных волнах плазма ускоряется до альфвеновской скорости, сжимается (максимальное сжатие 2.5) и нагревается. Над ускоренными потоками образуется область усиленного магнитного поля и нагретого газа, причем суммарная энергия в этой области может значительно превышать энергию ускоренных потоков. В следе за разлетающимися ускоренными потоками остается область с пониженной интенсивностью магнитного поля и пониженной температурой, именно отсюда в основном и черпается энергия, необходимая для ускоренной и нагретой плазмы, а также для области TCR.
Показано, что ключевую роль в процессе преобразования энергии в ходе магнитосферной суббури играет образование системы продольных токов при изменении топологии магнитного поля хвоста магнитосферы и во время негармонических колебаний при торможении быстрых потоков плазмы в ближней магнитосфере.
Было проведено исследование времени задержки между приходом скачка параметров солнечного ветра и откликом ионосферы по индексам геомагнитной активности (PC, SYM-H, ASY-H). Оказалось, что для скачков давления время задержки между приходом скачка давления в подсолнечную точку отошедшей ударной волны и откликом в индексе SYM-H составляет в среднем 2 мин. Это время уменьшается с ростом скорости солнечного ветра. Для косых (несимметричных) разрывов оно также уменьшается. Для скачков направления ММП время задержки оказалось на порядок выше – около 12 мин по данным РС индекса. Интересно, что для скачков ММП от северного направления к южному задержка была на 2 мин больше, чем для скачков от южного ММП к северному.
Было также изучено множественное (с образованием сразу нескольких Х линий) пересоединение в хвосте магнитосферы. В этом случае возможно столкновение двух плазменных струй от двух Х линий. Показано, что при таком столкновении образуется несимметричная складка (токовый слой), в котором наблюдается значительный рост полного давления и сильная волновая активность в диапазоне вистлеров.
Методы и подходы: статистическое исследование суббуревой активности с целью выявления влияния параметров солнечного ветра, влияющих на создание изгиба магнитосферного токового слоя и несимметрию магнитосферной конфигурации, было выполнено посредством сопоставления имеющихся базы данных по суббуревой активности SUPERMAG (18800 событий) с данными OMNI по солнечному ветру с использованием новаторского метода сопоставления знаков произведения (VzBx) и Bz, что позволило разделить возмущения солнечного ветра на приходящие от Солнца и уходящие к Солнцу, а также выявить зависимость суббуревой активности от произведения (VzBx), определяющего степень асимметрии магнитосферной конфигурации.

Для решения проблемы устойчивости токовых слоев был реализован численный метод. МГД уравнения линеаризовались по фону, выбиралось возмущение вида ~exp(-iky) и полученная таким образом линеаризованная МГД система для данного волнового числа k решалась численно, по результатам находился инкремент неустойчивости.
Заключение
Методом наложенных эпох удалось показать, что в соответствие с гипотезой (Kivelson and Hughes, 1990) порог срыва суббури действительно понижается: на 18% по базе SUPERMAG, и несколько меньше на 14% по базе [Frey et al.] для изогнутого токового слоя. Выяснилось также, что распределение произведения (VzBx) обладает весьма заметной асимметрией в момент начала суббури. Для Bz<0 суббури случаютcя в 1.75 раза чаще для (VzBx)<0, чем для положительного произведения (VzBx)>0. Аналогичные результаты верны и для Bz>0. Это различие нарастает перед началом суббури, за 40 мин медленно, а в последние 15 мин весьма резко.
Токовый слой при различных углах наклона диполя был исследован на устойчивость относительно флэппинг возмущений. Выяснилось, что развитие неустойчивости в симметричном слое предваряется весьма продолжительной (~1 часа для условий хвоста магнитосферы), поэтому симметричный слой можно считать практически устойчивым. С ростом наклона диполя инкремент неустойчивости увеличивается, и для 30 град наклона характерное время развития неустойчивости уменьшается до 10 мин. Тем самым эти первые исследования изогнутого токового слоя на устойчивость подтверждают гипотезу Kivelson and Hughes, 1990.
Все полученные результаты соответствуют мировому уровню.

При поддержке РФФИ в результате выполнения проекта были опубликованы 6 статей WoS, из них 5 Q1.

описание вклада в работу каждого из участников, допустима оценка в процентах (учётная форма ЦИТиС)

Владимир Семенович Семенов, 30%, да
Марина Валерьевна Кубышкина, 30%, да
Евгений Иванович Гордеев, 10%, да
Андрей Викторович Дивин, 10%, да
Иван Владимирович Зайцев, 10%, да
Дарья Игоревна Кубышкина, 5%, да
Кирилл Юрьевич Сливка, 5%, да

передача полной копии отчёта третьим лицам для некоммерческого использования: разрешается/не разрешается (учётная форма ЦИТиС)

разрешается

проверка отчёта на неправомерные заимствования во внешних источниках: разрешается/не разрешается (учётная форма ЦИТиС)

разрешается
СтатусНе запущено

Ключевые слова

  • магнитосферные модели
  • токовый слой хвоста
  • магнитное пересоединение