ИСТИНА |
Войти в систему Регистрация |
|
Интеллектуальная Система Тематического Исследования НАукометрических данных |
||
Проект направлен на решение актуальной проблемы физики взаимодействия солнечного ветра с геомагнитным полем. Целью проекта является определение характеристик плазмы и магнитного поля в непосредственной близости от магнитопаузы как за магнитопаузой в низкоширотном погранслое (low latitude boundary layer - LLBL), так и перед магнитопаузой с использованием данных высокоапогейных спутников. К основным характеристикам LLBL относится толщина слоя. Намечена разработка методик определения толщины низкоширотного погранслоя по данным многоспутниковых наблюдений. Будет проведен анализ зависимости толщины слоя от параметров магнитослоя и солнечного ветра. Магнитослой - очень активная область. Вариации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое могут достигать значительных величин и наблюдаются в широком диапазоне временных масштабов. Намечен анализ турбулентные флуктуации в магнитослое и их влияния на характеристики LLBL. Предполагается использование данных высокоапогейных спутников, включая миссию THEMIS,проект Интербол и спутник Wind. В ходе реализации проекта намечено провести выделение и анализ событий, позволяющих изучать прохождение возмущений солнечного ветра через магнитослой, изменение ориентации магнитного поля в магнитослое у магнитопаузы по сравнению с ориентацией поля перед ударной волной. Результаты исследования могут быть использованы для решения проблемы проникновения плазмы магнитослоя внутрь магнитосферы, являющейся составной частью решения вопроса о предсказании «космической погоды».
За 2012 год: I. Разработана методика определения толщины низкоширотного погранслоя в дневные часы вблизи экваториальной плоскости по данным пересечения слоя одним спутником с учетом измеряемой на спутнике скорости движения плазмы. В соответствии с методикой требуется определение скорости плазмы усредненной по всему слою. Проведено тестирование методики по данным близколежащих пересечений слоя двумя спутниками, при которых удается сравнительно точно определить толщину слоя. Показано, что методика в ряде случаев дает возможность оценить толщину слоя с точностью ~ 6-7%, т.е. с учетом возможных ошибок ~10% по сравнению с более точным методом, в котором используются данные двух спутников. Что позволяет даже при сильных флуктуациях параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое оценить толщину LLBL с достаточно хорошей точностью при наличии данных одного спутника. II. Проведены работы по набору статистики интервалов пересечения LLBL по данным спутников проектов THEMIS и ИНТЕРБОЛ (всего ~100 событий). По этим данным определены границы LLBL и толщина слоя. Данные представлены в таблице 1 в Приложении. III. Зависимость магнитного поля у магнитопаузы от поля перед ударной волной по данным одновременных наблюдений приборов двух спутников миссии THEMIS и проекта ИНТЕРБОЛ. Анализ зависимости. Проводилось сравнение параметров магнитного поля непосредственно перед магнитопаузой вблизи ее носовой части с параметрами ММП (межпланетного магнитного поля), измеренными перед ударной волной. Показано, что Bx-компонента у магнитопаузы колеблется вблизи нуля независимо от времени усреднения, что хорошо стыкуется с существованием на магнитопаузе разрыва с характеристиками, близкими к тангенциальному разрыву. By-компонента у магнитопаузы, как было показано еще в стадии первоначальных исследований сравнительно хорошо коррелирует с By ММП. При этом с ростом времени усреднения повышается коэффициент корреляции By ММП с By у магнитопаузы. Такие корреляции практически отсутствуют для Bz-компоненты. Наблюдаются события (~30%для усредненных значений в исследованных 26 событиях), когда знаки Bz-компоненты магнитного поля в солнечном ветре не совпадают со знаком Bz у магнитопаузы. События, не удовлетворяющих принципу равенства часовых углов,составляют <27%. Предположено, что наблюдаемый слабый уровень корреляций даже при сравнительно длительном усреднении с периодом усреднения в 90 с, сравнимым со временем пересечения магнитослоя плазмой солнечного ветра, видимо, связан с высоким уровнем турбулентности магнитослоя в проанализированные периоды. ММП, особенно его Bz-компонента, относится к основным факторам, контролирующим геомагнитную активность. Высокий уровень флуктуаций магнитного поля в магнитослое даже в случае сравнительно большого времени усреднения свидетельствует в пользу того, что Bz-компонента магнитного поля у магнитопаузы плохо коррелирует с ММП вплоть до изменения знака, что делает необходимым учет данного эффекта при рассмотрении динамики процессов на магнитопаузе и их роли в контроле над геомагнитной активностью. IV. Анализ данных по большим возмущениям в солнечном ветре и одновременным (с учетом задержки на распространение) спутниковым наблюдениям в магнитослое. Проведен корреляцио¬нный анализ одновремен¬ных временных рядов измерений плотности плазмы в солнечном ветре и магнитослое. Рассмотрены коэффициенты корреляции, посчитанные по получасовым интервалам времени. Показано, что коэффициент корреляции без сглаживания данных лежит в интервале -0.5 - 1.0 с максимумом в ~0.5. Коэффициент корреляции данных, сглаженных по 50 секундам, лежит в интервале -0.5 - 1 с максимумом в ~0.7. Из зависимостей коэффициента корреляции и скорости изменения коэффициента корреляции от времени сглаживания видно, что при усреднении данных плотности более чем за ~50 секунд коэффициент корреляции перестает существенно меняться при сглаживании. Результаты анализа показывают, что околоземная ударная волна добавляет к параметрам солнечного ветра высокочастотные вариации с частотой более ~0.02 Гц. За 2013 год: I. Проведены дополнительные работы по набору статистики интервалов пересечения LLBL по данным спутников проектов THEMIS и ИНТЕРБОЛ. В результате набрано 207 событий. По этим данным определены границы LLBL и толщина слоя. Данные представлены в таблице 1 Приложения к данной форме. II. Получена зависимость толщины низкоширотного погранслоя от угла ?Bn (между нормалью к ударной волне и направление межпланетного магнитного поля), который характеризует уровень флуктуаций параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое, лежащем за точкой построения нормали к ударной волне с одной стороны и вблизи пересечения низкоширотного погранслоя с другой стороны. В работах [Shevyrev et al., Advances in Space Res. 37(8), 1516-1521, 2006; Shevyrev et al., Planet. Space Sci., 53(1-3), 95-102, 2005] говорилось о сильной корреляции турбулентности в магнитослое и угла ?Bn. Исследование потоков ионов в магнитослое привело авторов работы [Nemecek et al., J. Phys. 51(8), 853-862, 2001. 2001] к следующим выводам: наблюдается высокий уровень флуктуаций 1) за квазипараллельной ударной волной; 2) ближе к магнитопаузе. Нами была проверена гипотеза о том, что толщина LLBL увеличивается при возрастании флуктуаций в магнитослое, то есть при малых углах ?Bn должен наблюдаться толстый LLBL, в связи с большими флуктуациями в магнитослое за квазипараллельной ударной волной (?Bn<45°). Полученная зависимость представлена на рис.1 и 2 для дневной (X>0) и ночной (X<0) части магнитосферы соответственно в Приложении к данной форме. Наиболее толстый LLBL наблюдается при углах ?Bn от 15° до 55°, то есть при квазипараллельной ударной волне и частично при квазиперпендикулярной. Что соответствует выдвинутой гипотезе. При X<0 наиболее толстый слой наблюдается при квазиперпендикулярной ударной волне. Но количество точек невелико и данную зависимость, вероятно, необходимо уточнять на большей статистике. Обнаружена тенденция увеличения толщины LLBL при квазипараллельной ударной волне в дневной части магнитосферы, а значит при высоком уровне флуктуаций параметров магнитного поля и плазмы в близлежащем магнитослое. III. Определена зависимость толщины низкоширотного погранслоя от VBZ (электрического поля) в солнечном ветре (где V-скорость солнечного ветра, BZ – Z-компоненты межпланетного магнитного поля). Зависимость представлена на рис.3а,б и в в Приложении. Рис.3а – зависимость для всех координат пересечений слоя, рис.3б – для X>0, рис.3в - для X<0. Анализ полученных зависимостей позволяет сделать следующие выводы: - Зависимости отличаются для точек дневной и ночной магнитосферы. - Зависимость слабо прослеживается или вовсе не видна для дневной магнитосферы. - Для ночных часов наиболее толстый LLBL наблюдается при положительном значении параметра VBZ. - Характеры зависимостей толщины LLBL от параметра VBz и компоненты ММП BZ схожи. IV. Определена зависимости толщины низкоширотного погранслоя от компоненты ММП Bz, она представлена на рис.4а,б и в Приложения. Рис.4а – зависимость для всех координат пересечений слоя, рис.3б – для X>0, рис.3в - для X<0. Наблюдается: - в дневной части магнитосферы наиболее толстый LLBL наблюдается при BZ от -2 до 2 нТ. При BZ от -4 до -2 нТ разброс по толщине слоя незначительно меньше, чем при BZ от 2 до 5 нТ. - в ночной части магнитосферы наиболее толстый LLBL наблюдается при северном ММП. Но таких точек три. Для остальных точек наиболее толстый LLBL наблюдается при BZ от -2 до 2 нТ. - Зависимости отличаются для точек дневной и ночной магнитосферы. - Зависимость слабо прослеживается или вовсе не видна для дневной магнитосферы. Наиболее толстый LLBL здесь при малых значениях Bz. - Для ночных часов наиболее толстый LLBL наблюдается при положительном значении компоненты ММП Bz. - Характеры зависимостей толщины LLBL от параметра VBz и компоненты ММП BZ схожи. - Данные зависимости подтверждают выводы, полученные в работе [Haerendel, et al., J. Geophys. Res. 83, 3195-3216, 1978], где было отмечено, что толщина LLBL в дневной части магнитосферы слабо антикоррелирует с Bz ММП и работе [Mitchell et al., J. Geophys. Res., 92(7), 7394-7404, 1987], где утверждалось, что в целом LLBL толще (тоньше) при северном (южном) ММП. V. Определение зависимости толщины низкоширотного погранслоя от индекса ULF, отражающего уровень флуктуаций параметров плазмы и магнитного поля в солнечном ветре. Индекс усреднялся за 1 час. Полученная зависимость представлена на рис.5 Приложения. Наиболее толстый LLBL наблюдается при значениях индексов от 0,1 до 0,7 нТ. VI. Определение изменений магнитного поля в магнитослое по отношению к магнитному полю в солнечном ветре. Cделано в 2012 году, см выше. VII. Определение характеристик больших отобранных скачков плотности в солнечном ветре после прохождения ударной волны. Было рассмотрено 64 часа почти одновременных измерений плотности плазмы на аппаратах Themis, расположенных в солнечном ветре и магнитослое с помощью корреляционного анализа. Мы выяснили, что сглаживание данных плотности плазмы в некоторых случаях позволяет значительно улучшить корреляцию временных рядов СВ и МСЛ на 30-минутных интервалах. При этом, корреляция существенно увеличивается при сглаживании по 10-50 с.; дальнейшее сглаживание изменяет корреляцию несущественно. Из такой зависимости коэффициента корреляции от времени сглаживания данных можно сделать вывод, что околоземная ударная волна и магнитослой добавляют к вариациям плотности плазмы солнечного ветра, в основном, только высокочастотные флуктуации с частотами более ~0.02 Гц.
грант РФФИ |
# | Сроки | Название |
1 | 1 сентября 2012 г.-31 декабря 2012 г. | Определение параметров низкоширотного погранслоя и магнитослоя по данным высокоапогейных спутников |
Результаты этапа: | ||
2 | 1 января 2013 г.-31 декабря 2013 г. | Определение параметров низкоширотного погранслоя и магнитослоя по данным высокоапогейных спутников |
Результаты этапа: |
Для прикрепления результата сначала выберете тип результата (статьи, книги, ...). После чего введите несколько символов в поле поиска прикрепляемого результата, затем выберете один из предложенных и нажмите кнопку "Добавить".