11 ИКИ РАН, г. Москва, Россия ИКИ РАН, г. Москва, Россия22 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия

О ВЛИЯНИИ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ НА БАЛАНС ДАВЛЕНИЙ У ГЕО-МАГНИТОПАУЗЫ: АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ

М.И. ВеригинМ.И. Веригин11, Г.А. Котова, Г.А. Котова11, , М. ТатральяиМ. Татральяи22,, Г. Эрдеш Г. Эрдеш22

Восьмая конференция П 22 и ОФН 15«Физика плазмы в солнечной системе»

4 - 8 февраля 2013 г., ИКИ РАН

• 331 magnetopause crossings by Prognoz, Prognoz 2-6, 9 dated from 1972 to 1983 • 2625 magnetopause crossings by Interball 1 during 1995 and 1999

Data usedData used

-70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20

10

20

30

Xgipm , Re

Y2

gipm+ Z2

gipm , Re

Prognoz Prognoz-2 Prognoz-3 Prognoz-4 Prognoz-5 Prognoz-6 Prognoz-9 Interball-1

, or

We use simple analytic model

)(2arctan)( 00 xrR

D

Dxy

2tan

2)( 2

02

2

0

y

R

Dryx

with r0 – magnetopause subsolar distance, R0– nose curvature radius. This expression has finite asymptotic magnetotail diameter D and reasonably approximates distant Prognoz-9 magnetotail crossings.

Same shape was used 40 years ago by Howe & Binsack (JGR, 77, 3334-3344,1972) for modeling Explorer 33 & 35 magnetopause observations

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

Initial model – 3-D rInitial model – 3-D r00, R, R00, D fitting , D fitting

Evidence of the Evidence of the bvbv (cone angle) dependency (cone angle) dependency

of the magnetopause location of 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.”

Simple addition of magnetic pressure to HD thermal pressure at the MP nose

Initial magnetopause model modification Initial magnetopause model modification

VV22

88

222 STSH BB

Vk BSH was evaluated from empirical dependency of ISEE 3 magnetic field measurements in the solar wind and ISEE 1 in the magnetosheath.

Crooker et al., JGR, 87, A12, 10407-10412, 1982

bv

a

a

bv

a

bv

Sin

kM

kM

Sin

kM

SinVk

2

2

2

2

2

22

21

441

VV22

rr00 = 11.16 = 11.16 RRee -1/6-1/6

RR00 = 16.51 = 16.51 RRee -1/6-1/6

DD = 98.06 = 98.06 RRee -1/6-1/6

<<nn22>> = 1.364 = 1.364 RRee

)(2arctan)( 00 xrR

D

DxyModified Modified

magnetopause magnetopause modelmodel

Tatrallyay et al., Ann. Tatrallyay et al., Ann. Geophys., 30, 1675–Geophys., 30, 1675–

1692, 2012. 1692, 2012.

Modified magnetopause model properties Modified magnetopause model properties

0 40 80 120 160

0

1

2

3

4Modified model reasonably describes magnetopause nose con angle dependence found by Dusik et al., 2010.

Tatrallyay et al., Ann. Geophys., 30, 1675–1692, 2012. Tatrallyay et al., Ann. Geophys., 30, 1675–1692, 2012.

Modified model (RMP3) reasonably describes magnetopause crossings by geostationary GOES 10 & 12 (G10, G12) orbiters under

very high IMF and SW ram pressure.

Modified model disadvantage - theoretically unjustified simple addition of magnetic and thermal pressure at the subsolar MP.

Nov. 20, 2003

Justification of thermal & magnetic pressure Justification of thermal & magnetic pressure ““addition” at the magnetopause stagnation pointaddition” at the magnetopause stagnation point

3-D MHD calculations by Stahara, Pl.Sp.Sci., 50, 421, 2002.

Bo/B = 11.94 = k1

= 4.57

= 6.81

Bo2/8 = 0.74= k2

Ms = 6

Bo2/8 = 0.92

Bo2/8 = 0.86

22

2

212

2

2

2

21

2

20

2428V

Mk

kV

V

B

k

k

k

B

a

2VkaM

)1(1

2

)1()1(

2

1

2

11

sM

k

Landau & Lifshitz, Fluid Mechanics, 1959.

gasdynamic limit

Total thermal & magnetic pressure at the stagnation pointTotal thermal & magnetic pressure at the stagnation point

Adjusted from Stahara, 2002

Resulting table

Ma / V2

3 1.260

5 1.074

10 0.963

0.889

)(2arctan)( 00 xrR

D

Dxy

rr00 = 10.83 = 10.83 RRee -1/6 -1/6 (a)(a)

RR00 = 16.57 = 16.57 RRee -1/6-1/6

DD = 94.96 = 94.96 RRee -1/6-1/6

<<nn22>> = 1.343 = 1.343 RRee

rr00 = 10.94 = 10.94 RRee -3/16-3/16 (b) (b)

RR00 = 16.73 = 16.73 RRee -3/16-3/16

DD = 97.32 = 97.32 RRee -3/16-3/16

<<nn22>> = 1.335 = 1.335 RRee

Present model

Better then “original” & “modified” models + better then (a) model

0 0.4 0.8 1.2 1.6 2M s / M a

0.8

0.9

1

1.1

1.2

1.3

/

V

2

= kV 2 (1 + 16

( MsMa

sinbv)4/3)

Correspondence to Prognoz’ observationsCorrespondence to Prognoz’ observations

-20 -10 0 10 20

10

20

30

0.6 nP

0.5 nP < V 2 < 0.7 nP

-70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20

10

20

30

1.2 nP

1.1 nP < V 2 < 1.3 nP

-70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20

10

20

30

1.8 nP

1.7 nP < V2 < 1.9 nP

-60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10

10

20

30

3.0 nP

2.9 nP < rV 2 < 3.1 nP

Power exponent correspondence to some other modelsPower exponent correspondence to some other models

-1 / 6.6 < -1 / 6 < -3 / 16 < -0.194

Shue et al., 1998 Usual Present model Lin et al., 2010

ВыводыВыводы

We use simple analytic model • С использованием данных о 2986 пересечениях магнитопаузы спутниками Прогноз, Прогноз 2-6, 9, Интербол, полного давления магнитного поля и плазмы в точке остановки, 2D положение этой границы может быть описано как:

, где

• Построенная модель включает описание зависимости положения магнитопаузы от угла между направлениями солнечного ветра и межпланетного магнитного поля bv .

• Использование результатов МГД расчетов обтекания солнечным ветром магнитопаузы, улучшает согласие построенной модели с наблюдениями этой границы, по сравнению с предыдущими вариантами модели.

• По результатам 3D МГД моделирования обтекания магнитопаузы солнечным ветром (Stahara, 2002) построено аналитическое выражение, описывающее полное давление набегающего потока плазмы в точке его остановки:

где,6

11

32

22

22

bv

a

s SinM

MVk

)1(1

2

)1()1(

2

1

2

11

sM

k

)(2arctan)( 00 xrR

D

Dxy

rr00 = 10.94 = 10.94 RRee -3/16-3/16

RR00 = 16.73 = 16.73 RRee -3/16-3/16

DD = 97.32 = 97.32 RRee -3/16-3/16

Спасибо за внимание !

Спасибо за внимание !Восьмая конференция П 22 и ОФН 15

«Физика плазмы в солнечной системе» 48 февраля 2013 г., ИКИ РАН