МГД моделирование магнитослоя и воздействие на магнитосферу межпланетных ударных волн тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи

САМСОНОВ АНДРЕИ АЛЕКСАНДРОВИЧ

МГД МОДЕЛИРОВАНИЕ МАГНИТОСЛОЯ И ВОЗДЕЙСТВИЕ НА МАГНИТОСФЕРУ МЕЖПЛАНЕТНЫХ

УДАРНЫХ ВОЛН

Специальность 01.03.03 — физика Солнца

Автореферат диссертации па соискание ученой степени доктора физико-математических наук

31 ОКТ 2013

Санкт-Петербург — 2013

005536440

005536440

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном образовательном учреждении высшего профессионального образования «Санкт-Петербургский государственный университет».

Научный консультант: доктор физико-математических наук, профессор

Семенов Владимир Семенович

Официальные доктор физико-математических наук, профессор

оппоненты: Сибирского Федерального Университета, г. Краснояр

Еркаев Николай Васильевич доктор физико-математических наук, заведующий отделом оперативного космического мониторинга Научно-Исследовательского Института Ядерной Физики Московского Государственного Университете Калегаев Владимир Владимирович доктор физико-математических наук, профессор, главный научный сотрудник Мурманского Государств ного Технического Университета, г. Мурманск Намгаладзе Александр Андреевич

Ведущая организация: Главная (Пулковская) астрономическая

обсерватория РАН, г. Санкт-Петербург

Защита состоится 25 декабря 2013 года н 13 часов на заседании диссертационного совета Д 212.232.35 при Федеральном государственном бюджетном образовательном учреждении высшего профессионального образования «Санкт-Петербургский государственный университет» по адресу: Санкт-Петербург, Средний пр-т, В.О., д. 41/43, ауд.304.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Федерального государственного бюджетного образовательного учреждения высшего профессионального образования «Санкт-Петербургский государственный университет».

Автореферат разослан "ЗО " сентября 2013 года. Ученый секретарь диссертационного

совета, к.ф.-м.н.

. Котиков

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Состояние внешних оболочек Земли, в первую очередь магнитосферы и ионосферы, меняется под влиянием солнечного ветра. Одним из наиболее эффективных методов описания динамики магнитосферы и ионосферы при изменении параметров солнечного ветра на сегодняшний день является магни-тогидродинамическое (МГД) моделирование. Автором диссертации разработана численная нестационарная трехмерная МГД модель, описывающая поведение плазменных параметров и магнитного поля вблизи внешней границы магнитосферы, в магнитослое между магнитопаузой и отошедшей ударной волной. С помощью данной модели исследовано, как меняется состояние маг-нитослоя в зависимости от условий в солнечном ветре, и показано хорошее соответствие между результатами моделирования и данными спутниковых наблюдений.

Катастрофические изменения в состоянии магнитосферы часто происходят под воздействием межпланетных ударных волн. Для изучения магни-тосферных процессов, инициируемых приходом межпланетных ударных волн, кроме численной модели магнитослоя в работе были использованы результаты глобального магнитосфёрного МГД моделирования, а также проведен анализ данных спутниковых наблюдений.

Актуальность темы исследования и степень ее разработанности

Основная проблема магнитосферной физики состоит в том, чтобы понять и научиться предсказывать, каким образом магнитосфера реагирует на изменения в солнечном ветре. Для. решения этой проблемы требуется разработать модели, построенные с учетом фундаментальных физических законов. Как показывают результаты международных научных исследований, в настоящее время наиболее полное описание состояния магнитосферы в хорошем согласии с данными наблюдений дают глобальные МГД модели. Традиционным подходом является одножидкостное изотропное МГД моделирование, в котором предполагается, что тепловое давление частиц является изотропным. Однако данные спутниковых наблюдений в магнитослое и в некоторых областях внутри магнитосферы показывают, что температуры ионов в направлении вдоль и поперек магнитного поля обычно не совпадают. Вследствие этого возникает необходимость создания анизотропных МГД моделей, в которых тепловое давление является тензором. Из теоретических исследований и

анализа данных было получено, что рост температурной анизотропии ионов ограничивается развитием плазменных неустойчивостей, в частности зеркальной, ионно-циклотронной и шланговой. Таким образом, анизотропная модель должна учитывать действие этих неустойчивостей.

Внешней границей магнитосферы является магнитопауза. Положение и величина электрических токов на магнитопаузе влияют на процессы в магнитосфере и на скорость передачи в магнитосферу энергии солнечного ветра. Для определения положения магнитопаузы обычно используются параметры сверхзвукового солнечного ветра перед отошедшей ударной волной. Однако между магнитопаузой и отошедшей ударной волной находится магнитослой, в котором параметры солнечного ветра меняются. В частности, может меняться полное давление, воздействующее на магнитопаузу, изменяется величина и в определенной степени направление межпланетного магнитного поля. Модель магнитослоя, разработанная автором диссертации, позволяет описывать процессы в магнитослое и оценивать изменение воздействия на магнитопаузу. Модель является нестационарной, так как параметры солнечного ветра, особенно магнитное поле, очень изменчивы.

В ряде работ Сонга, Расселла и др. на основании анализа спутниковых данных был сделан вывод о существовании перед магнитопаузой медленной ударной волны. В работах Саусвуда и Кивелсон утверждалось, что медленная ударная волна является необходимым элементом стационарного течения в магнитослое и располагается перед слоем разрежения. Если бы данное утверждение было справедливо, то при любом обтекании затупленного тела в МГД приближении перед телом существовали бы не одна, а две отошедшие ударные волны, быстрая и медленная. Автором диссертации на основании результатов МГД моделирования и повторного анализа спутниковых данных было показано, что данное явление может возникать вследствие временных вариаций параметров в солнечном ветре и соответственно не является необходимой частью стационарного течения.

Солнечный ветер содержит разрывы, на которых основные параметры солнечного ветра могут скачком меняться. Наиболее значительные изменения параметров происходят на межпланетных ударных волнах, граничные условия на которых хорошо описываются уравнениями магнитной гидродинамики. Воздействие межпланетных ударных волн на магнитосферу приводит, в част-

ности, к резкому увеличению энергий частиц в радиационных поясах, а также может служить триггером магнитных бурь и суббурь.

Хотя воздействие межпланетных ударных волн на магнитосферу изучается на протяжении более 50 лет (а внезапные импульсы в наземных измерениях магнитного поля были обнаружены еще в середине 19 века), до сих пор не создано общей модели, объединяющей многочисленные теоретические результаты и данные наблюдений в разных областях внутри и вне магнитосферы. Обычно рассматриваются по отдельности взаимодействие межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной и магнитопаузой, распространение волны сжатия в магнитосфере, развитие системы продольных токов и возникновение осцилляции магнитного поля на замкнутых силовых линиях. Появление новых спутниковых данных (в частности, со спутников THEMIS и недавно выведенного на орбиту спутника RBSP), а также развитие глобальных магнитосферных моделей дают возможность составить полную самосогласованную картину процессов в разных областях магнитосферы и в маг-нитослое, вызванных воздействием межпланетной ударной волны. Создание такой полной картины является необходимым этапом для объяснения отмеченных выше эффектов энергизации частиц и триггирования магнитосферных возмущений.

Цели и задачи работы

Целями работы являются исследование поведения параметров в маг-нитослое и на внешней границе магнитопаузы в зависимости от условий в солнечном ветре и изучение процессов, возникающих при взаимодействии межпланетных ударных волн с магнитосферой. В диссертации решаются следующие задачи:

1. Разработка трехмерной нестационарной анизотропной МГД модели маг-нитослоя, использующей в качестве входных параметров данные наблюдений в сверхзвуковом солнечном ветре. Учет в этой модели порогов неустойчи-востей. Количественное сравнение результатов изотропного и анизотропного МГД моделирования, ■

2. Исследование поведения параметров в магнитослое и давления на магнито-паузе в зависимости от направления межпланетного магнитного поля (ММП). Объяснение наблюдаемого уменьшения давления на магнитопаузе при радиальном ММП. Объяснение появления структур с повышенной плотностью

перед магнитопаузой.

3. Численное моделирование взаимодействия межпланетных ударных волн с магнитосферой. Сравнение результатов моделирования в магнитослое и на дневной стороне магнитосферы с данными спутниковых наблюдений. Объяснение наблюдаемой динамики движения отошедшей ударной волны и уменьшения скорости движения межпланетной ударной волны в магнитослое.

Научная новизна результатов

Разработанная автором диссертации нестационарная анизотропная МГД модель, учитывающая кинетические пороги плазменных неустойчиво-стей, не имеет аналогов в мире. С помощью теоретического анализа и результатов моделирования впервые дано объяснение причин уменьшения полного давления на магнитопаузе при радиальном направлении ММП. Предложено альтернативное объяснение появления структур с повышенной плотностью перед магнитопаузой. Впервые с помощью изотропной и анизотропной трехмерных моделей магнитослоя исследовано взаимодействие межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной и распространение полученных разрывов через магнитослой. Рассмотрены как межпланетные ударные волны с нормалью вдоль линии Солнце-Земля, так и наклонные ударные волны с нормалью под углом к линии Солнце-Земля. Впервые обосновано уменьшение скорости движения межпланетной ударной волны в магнитослое. С помощью глобального магнитосферного моделирования предсказано появление отраженной волны сжатия в подсолнечной области, которая взаимодействует с магнитопаузой и отошедшей ударной волной и останавливает движение последних к Земле. Таким образом, новое положение магнитопаузы и отошедшей ударной волны при изменении динамического давления определяется в результате взаимодействия с волнами сжатия, осциллирующими между внутренней магнитосферой и отошедшей ударной волной. С помощью результатов моделирования описано возникновение и развитие вихрей в магнитосфере после воздействия межпланетной ударной волны. Исследовано, как меняется амплитуда волны сжатия в спутниковых данных при движении от дневной магнитопаузы к Земле.

Теоретическая и практическая значимость работы

Разработанная численная модель может быть использована для предсказания параметров в магнитослое и определения давления на магнитопау-

зе в зависимости от условий в солнечном ветре. В частности, модель может предсказывать области в магнитослое, где ожидается развитие плазменных неустойчивостей. В будущем модель может быть взята за основу при создании первой отечественной глобальной магнитосферной модели, которая позволит предсказывать параметры в магнитосфере и ионосфере, и, таким образом, послужит инструментом для предсказания космической погоды.

В диссертации показаны значительные изменения, которые происходят в конфигурации магнитослоя и в параметрах вблизи магнитопаузы при переходе от нерадиального к квазирадиальному направлению ММП, и отмечена необходимость учитывать изменение полного давления при пересечении магнитослоя. Проведенное исследование взаимодействия межпланетных ударных волн с магнитосферой позволяет выделить наиболее важные процессы, вызванные приходом межпланетных ударных волн, и предсказать ожидаемые изменения параметров в магнитосфере. Например, предсказанный моделью импульс электрического поля увеличивает энергию частиц в магнитосфере, а магнитосферные вихри через систему продольных токов вызывают магнитные возмущения в высоких широтах.

Сравнение численных результатов со спутниковыми данными дает возможность определить пределы применимости существующих моделей и наметить пути их совершенствования.

Методология и методы исследования

В работе использованы разные методы исследования в зависимости от поставленных задач. Наиболее важную роль играет численное МГД моделирование с использованием модели магнитослоя, разработанной автором диссертации, а также с помощью глобальных МГД моделей, разработанных в других научных группах и доступных благодаря интернет сервису центра компьютерного моделирования CCMC. Автором разработан пакет программ для визуализации результатов численного моделирования. Значительная часть работы посвящена анализу спутниковых данных. Некоторые оценки в работе получаются непосредственно из уравнение магнитной гидродинамики.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Разработана численная трехмерная анизотропная нестационарная магни-тогидродинамическая модель магнитослоя, учитывающая пороги зеркальной,

ионно-циклотронной и шланговой неустойчивостей. Результаты численных расчетов хорошо согласуются с наблюдаемыми значениями плазменных параметров и магнитного поля, в том числе с наблюдаемой температурной анизотропией. Модель успешно описывает пространственно-временную динамику структур солнечного ветра, проходящих через магнитослой.

2. Установлена зависимость решения в магнитослое от угла между направлением межпланетного магнитного поля и линией Солнце—Земля. Показано, что в случае, когда направление ММП приближается к радиальному, в магнитослое происходят существенные изменения большинства плазменных параметров и магнитного поля. В частности, по сравнению со случаями нерадиального ММП отсутствуют признаки магнитного барьера, такие как значительное увеличение магнитного поля и уменьшение плотности перед магнитопаузой.

3. Установлены причины, по которым полное давление на магнитопаузе может не совпадать с полным давлением в солнечном ветре. Впервые дано объяснение наблюдаемого уменьшения давления на магнитопаузе при радиальном направлении ММП.

4. Установлено, что взаимодействие межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной при типичных параметрах солнечного ветра приводит к двухступенчатому изменению плотности, температуры и магнитного поля в магнитослое. Вслед за быстрой ударной волной в магнитослое движется составной разрыв, образованный из нескольких разрывов, которые перемещаются примерно с одной скоростью. Доказано замедление межпланетной ударной волны в магнитослое. Показано, что воздействие наклонных межпланетных ударных волн может приводить к несимметричному сжатию утренней и вечерней магнитосферы.

5. По результатам глобального МГД моделирования показано, что взаимодействие межпланетной ударной волны с магнитосферой приводит к возникновению отраженной волны сжатия, движущейся к Солнцу, и вихревых течений, перемещающихся с дневной на ночную сторону магнитосферы. Движение отошедшей ударной волны от Земли (после первоначального движения к Земле) в этом случае вызвано взаимодействием с отраженной волной сжатия. В рассмотренных событиях наблюдаемые вариации скорости и магнитного поля и характер движения отошедшей ударной волны совпадают с предсказаниями численных моделей.

Достоверность полученных результатов

В основе разработанной численной модели магнитослоя лежат современные численные методы, используемые для решения задач магнитной гидродинамики. Модель протестирована разными способами, результаты моделирования сравнивались с данными наблюдений в разных областях магнитослоя при разных условиях в солнечном ветре. Пороги неустойчивостей, использованные в модели, хорошо согласуются со спутниковыми данными, как в отдельных событиях, так и в сравнении с большой статистикой наблюдений в магнитослое. Модель предсказывает наблюдаемое уменьшение давления на магнитопаузе при радиальном направлении ММП. Описанное с помощью результатов моделирования взаимодействие межпланетных ударных волн с магнитосферой также находит хорошее подтверждение в спутниковых наблюдениях. В частности, подтверждается двухступенчатая структура увеличения плотности в магнитослое, замедление движения межпланетной ударной волны, движение отошедшей ударной волны сначала к Земле, а затем от Земли. Результаты, полученные с помощью модели магнитослоя и разных глобальных моделей, хорошо согласуются друг с другом. Апробация результатов

Результаты работы обсуждались на семинарах в Центре космических исследований им. Годдарда (США), Карловом университете (Чехия), обсерватории Медона (Франция), институте космической астрофизики и планетологии (Италия), институте космических исследований в Граце (Австрия) и в Санкт-Петербургском Государственном Университете.

Результаты работы были представлены на следующих международных конференциях:

- Fall meeting of American Geophysical Union (2004,2006,2007,2010);

- General Assembly of European Geophysical Union (2006,2011);

- COSPAR Scientific Assembly (2004);

- Western Pacific Geophysics Meeting (2010);

- Annual meeting of Asia Oceania Geosciences Society (2011);

- Geospace Environment Modeling summer workshop (2009,2011,2013);

- International School for Space Plasma Simulation (2001);

- Auroral Phenomena and Solar-Terrestrial Relations (2003);

- Проблемы Геокосмоса (1998,2002,2004,2006,2008,2010,2012);

- Физика авроральных явлений (2007,2009);

- Физика плазмы в солнечной системе (2008,2012,2013).

Личный вклад

Все результаты, представленные в диссертации, получены автором самостоятельно или при его непосредственном участии в коллективе соавторов. В большинстве публикаций, относящихся к теме диссертации, автор выступал в качестве первого, и ему принадлежала ведущая роль в постановке задачи, поиске путей решения, выполнении соответствующих расчетов и интерпретации результатов.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка сокращений, трех приложений и списка цитируемой литературы (из 275 наименований). Общий объем работы составляет 357 страниц, она содержит 132 рисунка и 13 таблиц.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во введении диссертации сформулированы актуальность, цели и задачи исследования, научная новизна полученных результатов, дана общая характеристика работы. В первой главе, имеющей обзорный характер, описывается взаимодействие солнечного ветра с земной магнитосферой на основании накопленных спутниковых данных и по результатам моделирования, а также выделяются нерешенные проблемы, изучению которых посвящены последующие главы. В разделе 1.1 дается краткое описание проблемы взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли, приведены типичные значения параметров солнечного ветра и указано на возникновение при сверхзвуковом обтекании отошедшей ударной волны и магнитослоя. Отмечено, что в солнечном ветре существуют разрывы, условия на которых описываются уравнениями МГД. В разделе 1.2 указаны причины, по которым в бесстолк-новительной плазме может возникать отошедшая ударная волна. Отмечено, что численное моделирование магнитослоя в газодинамическом и кинематическом приближениях стало развиваться в 60-ые годы прошлого века в работах Спрайтера с коллегами. Дано краткое описание кинематического подхода и результатов, полученных в работах Спрайтера. В разделе 1.3 описывают-

ся МГД модели магнитослоя. В частности, отмечены работы Лиса, Цвана и Вольфа, Пудовкина и Лебедевой, Еркаева, Алексеева и Калегаева, а также глобальные МГД модели, включающие в себя большую часть земной магнитосферы. Раздел 1.4 рассказывает о том, каким образом может быть определено положение магнитопаузы. Приведены условия баланса давлений, а также соотношение для давления в застойной точке на обтекаемой поверхности, полученное в гидродинамике. Дается краткое описание существующих эмпирических моделей магнитопаузы и отошедшей ударной волны. Раздел 1.5 посвящен сравнению результатов численного моделирования со спутниковыми наблюдениями в магнитослое. Отмечено, что существующие МГД модели успешно предсказывают основные структурные особенности магнитослоя (в частности, магнитный барьер при северном ММП). Кратко обсуждается проблема появления областей с повышенной плотностью перед магнитопаузой, возникновение которых может иметь разные объяснения. В разделе 1.6 указывается, что тепловое давление ионов в магнитослое анизотропно, а именно температура ионов в направлении поперек магнитного поля как правило выше, чем температура в направлении вдоль поля. Существование такой температурной анизотропии приводит к тому, что в плазме развиваются ионно-циклотронная и зеркальная неустойчивости. Развитие неустойчивостей ведет к ограничению анизотропии определенными пороговыми значениями, конкретные выражения для которых можно получить из уравнения Власова. При анизотропном МГД моделировании магнитослоя модели должны включать в себя пороги неустойчивостей. В разделе даны ссылки на двух и трехмерные анизотропные модели магнитослоя.

В разделе 1.7 обсуждаются результаты моделирования и данные наблюдений в магнитослое при радиальном ММП. Упомянуто несколько статей, в которых на основании анализа спутниковых данных делается вывод, что при радиальном ММП пересечение дневной магнитопаузы может наблюдаться на 1-3 земных радиуса дальше от Земли, чем следует из эмпирических моделей. Теоретического объяснения данного явления ранее предложено не было. В разделах 1.8 и 1.9 описывается воздействие на магнитосферу межпланетных ударных волн. Предлагается условное разделение этого воздействия на два этапа. На первом этапе происходит взаимодействие межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной и распространение возникших в ре-

зультате этого взаимодействия волн и разрывов через магнитослой на дневной стороне. На втором этапе прошедшая через магнитослой быстрая ударная волна взаимодействует с магнитопаузой, возмущение распространяется внутри магнитосферы, происходит усиление магнитосферно-ионосферных токов и возникают низкочастотные колебания на замкнутых силовых линиях. Взаимодействие межпланетных ударных волн с отошедшей ударной волной ранее исследовалось локально вдоль поверхности отошедшей ударной волны с помощью автомодельных решений. В частности, в работах Гриба с соавторами использовался метод обобщенных поляр. Из полученных решений следует, что в разных точках вдоль поверхности отошедшей ударной волны могут возникать разные наборы разрывов, распространяющиеся через магнитослой. Однако такие модели не отвечают на вопросы, как эти разрывы взаимодействуют друг с другом, и какие именно вариации мы будем наблюдать в итоге в магнито-слое. Ответить на эти вопросы можно только с помощью трехмерной модели магнитослоя.

Взаимодействие быстрой ударной волны с магнитопаузой приводит к тому, что внутрь магнитосферы проходит преломленная быстрая волна сжатия или ударная волна с магнитозвуковым числом Маха около единицы. При движении к Земле волна сжатия возбуждает альвеновские колебания магнитных силовых линий, периоды которых зависят от длины силовой линии, то есть от магнитной широты. Хотя к настоящему времени накоплена большая статистика наблюдений волн сжатия в магнитосфере, регистрация внезапных импульсов (то есть волн сжатия) происходит в большинстве случаев по данным магнитного поля на геостационарной орбите. Кроме увеличения магнитного поля наблюдаются импульсы Еу компоненты электрического поля в течение около 1.5 минут, которым соответствует скорость дрейфа, направленная к Земле. С помощью глобального МГД моделирования изучается развитие магнитосферно-ионосферных токовых систем, связанных с прохождением внезапного импульса через магнитосферу. В случае южного ММП воздействие межпланетных ударных волн может увеличивать магнитосфер-ную активность и являться триггером для развития суббурь и мировых магнитных бурь. В разделе 1.10 дается краткое описание наблюдений внезапных импульсов в наземных данных. Внезапный импульс на магнитограммах состоит из скачкообразного увеличения горизонтальной Н компоненты, на которое

накладывается двухимпульсная структура. Глобальное увеличение Н компоненты вызвано общим сжатием магнитосферы, а двухимпульсная структура является следствием развития двух магнитосферно-ионосферных токовых систем.

Раздел 1.11 содержит выводы первой главы и выделяет нерешенные проблемы для последующих исследований. В частности, при изучении маг-нитослоя ранее не исследовалось, как меняется распределение плазменных параметров и магнитного поля в зависимости от угла 0 между направлением ММП и линией Солнце-Земля. Ни в МГД расчетах, ни в анализе спутниковых данных ранее не учитывалось изменение полного давления поперек магнито-слоя. В исследованиях, посвященных определению положения магнитопаузы, всегда подразумевалось, что давление с внешней стороны магнитопаузы равно давлению в солнечном ветре, и никакой зависимости от направления ММП для него не существует. Предыдущие анизотропные МГД модели магнитослоя обычно содержали один "универсальный" порог анизотропии, не учитывая по отдельности действие разных плазменных неустойчивостей. Трехмерные МГД модели ранее не использовались для изучения распространения межпланетных ударных волн через магнитослой. Предыдущие работы, описывающие наблюдения внезапных импульсов в магнитосфере и наземных данных, а также представляющие результаты численного моделирования, не дают ответа на многие важные вопросы. Например, что происходит с волной сжатия при движении к Земле, она затухает или отражается от какой-то границы?

Вторая глава диссертации посвящена описанию численной МГД модели обтекания затупленного тела, приведены результаты тестовой проверки модели и показано, что модель хорошо воспроизводит наблюдаемые параметры в магнитослое (включая температурную анизотропию). В разделе 2.1 записаны уравнения магнитной гидродинамики в консервативной форме в изотропном и анизотропном МГД приближениях. Указывается, что в анизотропном случае рост температурной анизотропии ограничен развитием плазменных неустойчивостей, и приводятся выражения для порогов ионно-циклотронной, зеркальной и шланговой неустойчивостей. Описывается, каким образом пороговые зависимости могут учитываться в анизотропной МГД модели. В разделе 2.2 уравнения МГД записаны в сферических координатах, а в разделе

2.3 — в параболических координатах. Условия Рэнкина-Гюгонио на разрывах в изотропном и анизотропном случае приведены в разделе 2.4.

Раздел 2.5 посвящен описанию численной схемы. Для численного решения уравнений МГД в данной работе используется ТВД схема Лакса-Фридрихса II порядка точности. В разделе приводится численная схема вместе с ограничителями угла наклона. Результаты работы схемы в тестовой одномерной гидродинамической задаче сравниваются с результатами конечно-разностных схем Лакса и Лакса-Вендроффа. В разделе 2.6 сформулирована суть численной модели. В разделе описано, как выглядит вычислительная область в сферических координатах, как ставятся граничные условия, каким образом в модель вводится магнитное пересоединение при южном направлении ММП, как может учитываться движение магнитопаузы при сравнении результатов моделирования с данными спутниковых наблюдений. Кроме этого приведены нормировочные множители, описано, как ставятся начальные условия, и каким образом учитывается условие бездивергентности. В заключение раздела обсуждается вариант модели с объединением сферической и параболической вычислительных сеток, при котором сферическая сетка используется в подсолнечной области, а параболическая на флангах и на ночной стороне. Тестирование полученного решения описывается в разделе 2.7. В начале раздела показано решение при типичных параметрах солнечного ветра. Отмечено, что вблизи магнитопаузы в квазистационарном решении формируется магнитный барьер и слой разрежения плазмы. В разделе обсуждается проверка установления во времени, проверка условий Рэнкина-Гюгонио на отошедшей ударной волне, проверка условия бездивергентности, описывается влияние на решение разрешения сетки, численной вязкости и граничных условий. В заключение показано сравнение численных результатов с результатами модели By, в которой также используются сферические координаты.

В разделе 2.8 результаты анизотропного МГД моделирования сравниваются с данными спутника Cluster. Рассмотрены четыре фланговых пересечения магнитослоя спутником Cluster 1, данные спутника содержат все рассчитываемые МГД параметры, включая температурную анизотропию. В качестве входных параметров в солнечном ветре в модели использованы данные спутника АСЕ. Сравнение показывает, что модель качественно и количественно хорошо воспроизводит большинство наблюдаемых вариаций. В от-

дельных случаях для некоторых параметров имеют место небольшие систематические отклонения посчитанных значений от наблюдаемых. В разделе приводится сравнение двух пороговых зависимостей для ионно-циклотронной и двух для зеркальной неустойчивостей с наблюдаемой величиной температурной анизотропии, из которого видно, что большую часть времени наблюдаемая анизотропия почти совпадает с одним из порогов ионно-циклотронной неустойчивости, а иногда находится ниже этого порога. Раздел 2.9 содержит выводы второй главы. Основной вывод состоит в том, что разработанная модель является хорошим инструментом для описания стационарных течений и крупномасштабных нестационарных процессов в магнитослое в анизотропном МГД приближении.

Основной задачей третьей главы является изучение зависимости стационарных решений в магнитослое от направления ММП с помощью описанной выше численной модели. В разделе 3.1 описаны результаты изотропного МГД моделирования магнитослоя при разных направлениях ММП. Рассмотрены случаи северного ММП (в = 90°), в = 45°, 20°, 3.6° и случай южного ММП. Профили на линии Солнце-Земля (СЗ), полученные при разных значениях в, показаны на рис. 1. При северном ММП модель предсказывает наибольший рост магнитного поля и уменьшение плотности вблизи магнитопаузы по сравнению с остальными случаями. Наиболее отличается от случая северного ММП случай с в = 3.6°, в котором направление ММП почти радиальное. В этом случае величина магнитного поля в магнитослое в несколько раз меньше, чем при северном ММП. Максимум магнитного поля вблизи магнитопаузы смещён от линии СЗ, а в магнитослое существует область, где величина магнитного поля даже меньше, чем в солнечном ветре до ударной волны. Распределение плотности при почти радиальном ММП приближается к газодинамическому решению. Слой разрежения перед магнитопаузой при радиальном поле отсутствует. При уменьшении угла в происходит уменьшение ширины магнитослоя.

Результаты анизотропного МГД моделирования для тех же случаев приведены в разделе 3.2. Хотя отличия анизотропных результатов от изотропных в основном небольшие, и разница составляет не более 10-15 %, использование анизотропной модели вместо изотропной часто приводит к лучшему согласию численных результатов с данными наблюдений. Отношение

0.6 — 0.4 0.2 0.0 20

15 10 5 0

А4 ~

/ ' : ;' : ¡1 / 1 1 : / /' •' 1 .у

1.0 1.1 1.2 1.3

10

8

о ш 6 V , \

т 4 \ N \

2 4 - - - -3- _

0

1.4

Рис. 1: Профили на линии Солнце-Земля, полученные в трехмерной изотропной МГД модели. Кривые 1-4 соответствуют случаям в = 90°, 45°, 20°, 3.6°.

рх/р\\, где р± и рц — компоненты тензора теплового давления перпендикулярно и параллельно магнитному полю, оказывается наибольшим при северном ММП и вблизи магнитопаузы доходит до двух (при учете порогов неустой-чивостей). Наименьшая анизотропия получается при в = 3.6°, когда р±/р\\ в дневном магнитослое не превышает 1.3. Интересные явления возникают при почти радиальном ММП в случае, когда в модели не используется порог для

шланговой неустойчивости. Параллельная температура в этом случае может

16

значительно превосходить перпендикулярную, и в решении возникает численная неустойчивость, то есть не происходит установления стационарного решения. Одновременно с этим меняется форма отошедшей ударной волны: в области квазипараллельной ударной волны (перед той частью магнитослоя, где развивается неустойчивость) возникает выпуклость, направленная от Земли.

В разделе 3.3 обсуждается изменение компонент давления при движении через магнитослой от отошедшей ударной волны к магнитопаузе вблизи линии Солнце—Земля. Раздел начинается с анализа изотропного уравнения движения. Уравнение движения на линии СЗ (совпадающей с осью X) в случае, когда скорость направлена вдоль оси X, имеет вид

Здесь в левой части находится частная производная от полного давления, а в правой части два члена, первый из которых зависит только от плазменных параметров, а второй — только от магнитного поля. Если проинтегрировать (1) по х от магнитопаузы до отошедшей ударной волны, то в левой части будет изменение полного давления через магнитослой, а в правой части — два соответствующих интеграла. Можно приближенно оценить каждый из этих интегралов. Первый интеграл положителен и приближенно равен 1/8 от динамического давления в солнечном ветре. Этот интеграл показывает, что полное давление уменьшается при движении от отошедшей ударной волны к магнитопаузе, что связано с растеканием плазмы вдоль магнитопаузы. Второй интеграл отрицателен и при северном ММП (при существовании магнитного барьера) по величине почти совпадает с первым интегралом, таким образом полное давление на магнитопаузе в этом случае примерно совпадает с полным давлением в солнечном ветре. Однако когда магнитный барьер отсутствует, то есть в газодинамическом решении без магнитного поля или при радиальном ММП, второй интеграл равен нулю, и давление на магнитопаузе, как указано выше, будет меньше. Таким образом получается, что разница в давлении на магнитопаузе между случаями радиального и северного ММП (при постоянстве всех остальных параметров в солнечном ветре) составляет около 12 %.

От анализа уравнений мы перешли к их численному решению. На рис. 2 показаны компоненты давления на линии СЗ в изотропной и анизотропной МГД моделях. Использована такая форма представления, в которой компо-

17

Рис. 2: Изменения компонент давления вдоль линии Солнце-Земля. Панель а показывает результаты изотропной модели при северном ММП, панель Ь — результаты анизотропной модели при северном ММП, панель с - результаты изотропной модели при радиальном ММП, панель сі — результаты анизотропной модели при радиальном ММП. РЬ означает магнитное давление, Р — изотропное тепловое давление, Рёуп — динамическое давление, Р_і_ и Рц — перпендикулярная и параллельная компоненты тензора давления в анизотропной модели. Полное давление в изотропной модели соответствует верхней границе над Р, а в анизотропной модели — границе между Р± и Рц. Пунктирная линия показывает величину полного давления в анизотропной модели, если вместо Рх использовать Р = 2/ЗР± + 1/3Рц.

ненты добавляются сверху одна на другую. Расчет по изотропной модели дает примерно такие же значения полного давления в подсолнечной точке, которые следуют из анализа уравнения движения. В анизотропном приближении для определения полного давления вместо изотропногр теплового давления нужно брать перпендикулярную компоненту р±. Величина разности давлений на магнитопаузе при радиальном и северном ММП в анизотропной модели оказывается разной при использовании и без использования порога шланговой

18

неустойчивости, в первом случае (рис. 2d) максимальная разность составляет 17 %, а во втором случае - 22 % (максимальная разность из-за небольшого наклона ММП смещена от.подсолнечной точки). Из экспериментально наблюдаемого расширения магнитосферы при радиальном ММП следует, что уменьшение давления на магнитопаузе должно быть еще более значительным, чем то, что предсказывает анизотропная модель. Однако приведенные выше оценки сделаны для стационарных решений. В действительности же уменьшение давления при переходе к радиальному ММП может приводить к большим колебаниям магнитопаузы относительно нового положения равновесия, в результате которых пересечения магнитопаузы могут наблюдаться на большем удалении от предсказанных в стационарном случае значений.

В разделе 3.3 также показано, как ведут себя компоненты давления в данных. С этой целью использована большая статистика пересечений магни-тослоя спутниками THEMIS. Полученные в результате обработки данных профили компонент давления вблизи линии СЗ хорошо согласуются с результатами численных расчетов. В частности, разность компонент полного давления вблизи магнитопаузы при северном и радиальном ММП составляет около 20 %. На рис. 3 приведены графики поведения наблюдаемой анизотропии Тх/Тц в зависимости от параметра /Зц при северном и радиальном ММП. Из графиков следует, что при северном ММП существует магнитный барьер, в котором Т±/Тц может достигать двух и больше, и /Зц < 1, а при радиальном ММП зарегистрировано крайне незначительное число точек с большой анизотропией и ¡дц- < 1. На рис. 3 показаны пороги трех неустойчивостей, использованные в численной модели. Видно, что большая часть наблюдаемых значений лежит в пределах, установленных порогами.

Конфигурация электрических токов в магнитослое и на магнитопаузе в зависимости от направления ММП описывается в разделе 3.4. Согласно сделанным оценкам полная величина электрического тока, протекающего через магнитослой при северном ММП (в основном в области магнитного барьера), совпадает с полной величиной тока на фронте отошедшей ударной волны и составляет в обоих случаях примерно 1.7x10® А. Электрические токи в магнитном барьере также хорошо выражены при 0 = 45° и 0 = 20°, но уменьшаются при южном ММП. Наименьшая величина токов на магнитопаузе соответствует северному направлению ММП, а наибольшая - южному ММП.

Рис. 3: Распределение наблюдаемой температурной анизотропии (отношения Т]_/7]| для протонов) в зависимости от /?ц при северном (а) и радиальном (Ь) ММП. Сплошной линией, точками и пунктиром показаны пороги ионно-циклотронной, зеркальной и шланговой неустойчивостей, использованные в модели.

В разделе 3.5 обсуждаются вариации плотности в магнитослое, вызванные изменением направления ММП. В 90-ые годы прошлого века была опубликована серия статей, в которых авторы на основании анализа спутниковых наблюдений делали вывод о существовании перед магнитопаузой медленной ударной волны, а если точнее, то особого переходного слоя, связанного с медленной МГД волной. В этом слое наблюдается увеличение плотности, которое, согласно утверждению авторов, не связано с изменениями в солнечном ветре. Наши исследования привели нас к выводу, что к увеличению плотности в магнитослое может приводить изменение направления ММП. В частности, плотность в магнитослое увеличивается, когда направление ММП приближается к радиальному. Этот эффект в большей степени проявляется при использовании нестационарной модели. В разделе приведено одно событие, в котором увеличение плотности в магнитослое успешно предсказывается с помощью численной модели.

В разделе 3.6 представлены выводы третьей главы. Основными результатами третьей главы являются обнаруженная зависимость решения в магнитослое от угла 0 и объяснение эффекта уменьшения давления на маг-нитопаузе при радиальном ММП. ' '

В четвертой главе с помощью трехмерной нестационарной МГД модели магнитослоя исследуется взаимодействие межпланетных ударных волн с отошедшей ударной волной и распространение полученных в результате этого взаимодействия разрывов через магнитослой. Под межпланетными ударными волнами мы в данном случае имеем в виду быстрые ударные волны, движущиеся к Земле по отношению к потоку солнечного ветра (то есть их скорость относительно Земли больше, чем скорость солнечного ветра). Отошедшая ударная волна в МГД описании является обратной быстрой ударной волной, причем в стационарном случае ее скорость относительно потока совпадает со скоростью самого потока.

В разделе 4.1 рассматривается взаимодействие двух ударных волн в одномерной задаче. Главным и единственным преимуществом одномерного решения является возможность на несколько порядков увеличить пространственное разрешение, благодаря чему можно четко выделить в решении все возникающие разрывы. Рассмотрены четыре случая, отличающиеся условиями в солнечном ветре до прихода межпланетной ударной волны: первый случай с углом 0 = 80°, второй случай с 0 = 45°, третий случай с 0 = 10° (почти радиальное ММП) и четвертый случай опять с 9 = 80°, но с увеличенным в 3 раза модулем ММП. Эти случаи обозначены как т80, т45, шЮ и п^80 соответственно. Начальные условия рассчитываются с помощью уравнений Рэнкина-Гюгонио. Во всех случаях в результате взаимодействия образуется одна и та же система разрывов. В магнитослой проходит преломленная быстрая ударная волна, отошедшая ударная волна после взаимодействия движется к Земле, а между ними возникает группа из трех разрывов: медленной волны разрежения, контактного разрыва и обратной медленной ударной волны. Разница в скоростях движения у трех последних разрывов небольшая, поэтому разрывы движутся на небольшом удалении друг от друга. В случае т80 три разрыва сливаются в один, и только значительное увеличение разрешения сетки помогает выделить отдельные разрывы. Мы называем подобную группу разрывов, возникающую в результате взаимодействия между двумя ударными волнами, составным разрывом. В данном случае составной разрыв характеризуется увеличением плотности и магнитного поля и уменьшением температуры. Величина скачка плотности на составном разрыве зависит как от угла в, так и от величины ММП. Так в случае тЮ величина скачка плотности на

составном разрыве почти совпадает со скачком плотности на преломленной в магнитослой ударной волне, а в случае шГ80 увеличение плотности на составном разрыве составляет всего 3 %.

Взаимодействие ударных волн в трехмерной изотропной модели магни-тослоя описано в разделе 4.2. Рассматриваются те же самые четыре случая. На рис. 4 показаны профили посчитанных параметров на линии СЗ в случае гп45. В диссертации также приведены профили под углами ±45° к линии СЗ. Во всех случаях внутренняя структура составного разрыва не выделяется. Составной разрыв всегда сопровождается увеличениями плотности и магнитного поля и уменьшением температуры. Единственное исключение имеется в случае т10 на профиле в магнитослое за квазипараллельной отошедшей ударной волной, когда вместо увеличения магнитного поля на составном разрыве происходит его уменьшение. Результаты одномерного моделирования показывают, что при этом может возникать другая комбинация разрывов, однако найти прямое соответствие между одномерными и трехмерными расчетами в данном случае оказывается невозможным.

В разделе 4.3 рассмотрено взаимодействие ударных волн в анизотропной модели магнитослоя. Качественно поведение решения не меняется при переходе от изотропной к анизотропной модели. Однако существуют небольшие количественные отличия, которые в значительной степени связаны с отличиями начальных стационарных профилей в магнитослое. Наибольшие расхождения между изотропной и анизотропной моделями как в стационарных решениях, так и в случае взаимодействия ударных волн получаются в магнитном поле и температуре.

В разделе 4.4 описано замедление межпланетной ударной волны в магнитослое. Это замедление получено в численных расчетах по трехмерной модели и подтверждается данными спутниковых наблюдений. Величина задержки в магнитослое в среднем может составлять 0.5-1 минуту. Данное замедление имеет простое физическое объяснение. Скорость межпланетной ударной волны относительно Земли равна сумме скоростей ударной волны относительно потока и самого потока. Оценки, сделанные с помощью одномерной модели, показывают, что скорость ударной волны в магнитослое увеличивается, однако скорость потока уменьшается на большую величину, таким образом сумма скоростей тоже уменьшается.....

1.0 1.1 1.2 1.3 1.4

Я/Втр

Рис. 4: МГД параметры на линии Солнце-Земля в случае т45, рассчитанные на сетке с удвоенным разрешением. Кривые 1-5 соответствуют разным моментам времени 1=00:30, 01:00, 01:05, 01:30, 01:35 (время в формате мину-тьксекунды). Вертикальные линии отмечают положение преломленной ударной волны, составного разрыва и отошедшей ударной волны в 1=01:05.

В разделе 4.5 обсуждаются данные спутниковых наблюдений в маг-нитослое. В разделе подробно описаны два события, в которых наблюдается одинаковая последовательность разрывов: сначала спутник регистрирует

быструю ударную волну, затем составной разрыв, на котором, как и в модели, плотность и магнитное поле увеличиваются, а температура уменьшается, затем идет двойное пересечение отошедшей ударной волны (это явление обсуждается в пятой главе). Составной разрыв в данных представляет собой единый скачок, также как и в результатах трехмерного МГД моделирования. Исходя из этого, мы предполагаем, что объединение двух медленных волн и контактного разрыва не является простым следствием недостаточного разрешения в модели и данных, а имеет физическое обоснование. Как известно, контактный разрыв в космической плазме редко наблюдается, так как является сильно диффузионным (частицы свободно движутся вдоль магнитных силовых линий). Однако существование с двух сторон от контактного разрыва медленных ударных волн/волн разрежения ограничивает расширение контактного разрыва. Таким образом формируется составной разрыв.

Воздействие на магнитосферу наклонных ударных волн обсуждается в разделе 4.6. Наклонными являются межпланетные ударные волны, у которых направление нормали значительно отклоняется от линии Солнце-Земля. Наклонные ударные волны с нормалью в плоскости ХУ оказывают несимметричное воздействие на утренний и вечерний фланги магнитосферы. Такая несимметрия возникает, во-первых, за счет появления значительной азимутальной компоненты скорости в солнечном ветре за фронтом межпланетной ударной волны. Азимутальная скорость приводит к несимметричному сжатию магнитосферы, которое может проявляться в изменении величины скачка горизонтальной компоненты в наземных данных. Во-вторых, численное решение, полученное в магнитослое на утреннем и вечернем флангах, разное, что также приводит к разному воздействию на магнитопаузу. В разделе описано, какие вариации МГД параметров предсказывает модель во внутреннем и внешнем магнитослое в точках на утренней и вечерней стороне.

Выводы четвертой главы содержатся в разделе 4.7. В выводах еще раз отмечены причины формирования составного разрыва.в результате взаимодействия двух ударных волн. Подчеркнуто, что одним из наиболее характерных признаков составного разрыва является уменьшение температуры. Отмечены замедление межпланетных ударных волн в магнитослое и несимметричное сжатие магнитосферы при воздействии наклонных ударных волн.

В пятой главе изучение взаимодействия межпланетных ударных волн с магнитосферой продолжено с помощью глобального МГД моделирования. Глобальные модели магнитосферы дают возможность, в частности, самосогласованно учесть динамику движения магнитопаузы в зависимости от меняющихся условий в солнечном ветре и связать магнитосферные течения с ионосферными токами. В разделе 5.1 кратко сформулированы основные принципы, на которых основываются глобальные МГД модели магнитосферы.

В разделе 5.2 подробно описан процесс возникновения вихревых течений в предполуденной и послеполуденной областях и отраженной волны сжатия в подсолнечной области магнитосферы по результатам глобальной МГД модели ВАТЭ-Н-иБ. Вихри и отраженная волна образуются одновременно в результате столкновения исходной волны сжатия (ударной волны), движущейся к Земле, с неподвижной внутренней границей вычислительной области. Показано, что вблизи внутренней границы значительно увеличивается сила Ампера, направленная к линии СЗ, а около линии СЗ появляется сила, направленная от Земли. В дальнейшем, вихри течения перемещаются на ночную сторону и подходят ближе к магнитопаузе. Каждый из двух исходных вихрей (на утренней и вечерней стороне) распадается на несколько других, в результате чего течение становится турбулентным. Отраженная волна сжатия взаимодействует с магнитопаузой и отошедшей ударной волной, тормозя их движение к Земле. Согласно численным результатам, магнитопауза после взаимодействия с отраженной волной продолжает очень медленное движение к Земле, которое сменяется на движение от Земли после взаимодействия с вторичной отраженной волной сжатия (т.е. волной, которая отражается от магнитопаузы назад в магнитосферу, а затем повторно отражается от внутренней границы). Отошедшая ударная волна после взаимодействия с первой отраженной волной движется от Земли.

Мы предсказываем, какие вариации будут наблюдаться в магнитосфере после прихода межпланетной ударной волны. В частности, существование исходной и отраженной волн сжатия приводит к появлению двухимпульсной структуры в скорости и электрическом поле. Вблизи линии СЗ в первом импульсе скорость направлена к Земле (западное электрическое поле), а во втором более слабом импульсе скорость направлена от Земли (восточное электрическое поле). В то же время изменение модуля магнитного поля состо-

ит из двухступенчатого увеличения, первая ступенька соответствует исходной волне, а вторая — отраженной волне. Исследовано, как меняется со временем положение магнитопаузы. Показано, что магнитопауза смещается к Земле, начиная с подсолнечной области, и область смещения расширяется на фланги. Модель не предсказывает смещение магнитопаузы от Земли до прихода ударной волны. Появление отраженной волны приводит к небольшому удалению магнитопаузы от Земли в подсолнечной области спустя несколько минут после столкновения с ударной волной.

Из результатов глобального и локального МГД моделирования в разделе 5.3 следует, что взаимодействие отраженной волны сжатия с отошедшей ударной волной приводит к отражению еще одного разрыва в магнитослой. Этот разрыв движется к Земле со скоростью потока и характеризуется уменьшением плотности и магнитного поля и увеличением температуры. С помощью одномерного МГД моделирования задачи взаимодействия двух быстрых ударных волн, движущихся в одном направлении, было показано, что при данных условиях первой в магнитослой уходит быстрая волна разрежения маленькой амплитуды, а за ней составной разрыв, состоящий из медленной ударной волны, контактного разрыва и обратной медленной волны разрежения. Таким образом, в магнитослое с некоторым интервалом могут наблюдаться два составных разрыва. Первый составной разрыв {СБ!) возникает при взаимодействии межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной и сопровождается увеличением р и \В\ и уменьшением Т, второй составной разрыв (СБ2) возникает при взаимодействии отраженной волны с отошедшей ударной волной и сопровождается противоположными по знаку изменениями р, |£?| и Т. Примерная схема взаимодействия разрывов, обобщающая полученные результаты, представлена на рис. 5.

Для верификации результатов моделирования мы сравниваем их с данными наблюдений в разных областях в магнитослое и дневной магнитосфере. В разделе 5.3 описаны два события, в которых приход межпланетной ударной волны был зарегистрирован спутниками в магнитослое. В первом событии спутник находился на ночной стороне магнитослоя. Событие было воспроизведено с помощью глобальной модели и двух вариантов локальной модели магнитослоя, отличающихся друг от друга граничными условиями на маг-нитопаузе. Оказалось, что задание в локальной модели неподвижной магни-

Рис. 5: Примерная схема взаимодействия разрывов, обобщающая результаты численного моделирования. Использованы следующие обозначения: FS — межпланетная (быстрая) ударная волна, BS - отошедшая ударная волна, MP - магнитопауза, IB - внутренняя граница (ионосфера или плазмопауза), CD 1 и CD2 - составные разрывы, FEW - быстрая волна разрежения, RFS - отраженная (обратная) быстрая волна сжатия.

толаузы лучше согласуется с данными наблюдений. В частности, такая модель позволяет предсказать наблюдаемое уменьшение плотности, следующее почти сразу за его увеличением на фронте межпланетной ударной волны. По нашей интерпретации данное уменьшение плотности является составным разрывом CD2.

Во втором событии ударная волна в магнитослое регистрируется на дневной стороне двумя спутниками Cluster и Double Star. После ударной волны оба спутника наблюдают составной разрыв CD1, сопровождающийся уменьшением температуры и увеличением плотности. Оценка скорости движения этого разрыва показывает, что разрыв движется примерно со скоростью потока. После регистрации составного разрыва Double Star выходит в солнечный ветер, где находится примерно 5 минут, после чего возвращается в магнитослой. В течение этого времени Cluster наблюдает еще один разрыв, который мы идентифицируем как CD2. Появление всей последовательности разрывов на обоих спутниках было успешно предсказано с помощью локаль-

ной модели магнитослоя. Наблюдения хорошо согласуются со схемой взаимодействия на рис. 5.

В разделе 5.4 детально исследовано событие 29 июля 2002 года, в котором приход волны сжатия в магнитосфере зарегистрирован на шести спутниках, пять из которых находятся вблизи экваториальной плоскости. В этом случае наблюдения также хорошо согласуются с описанным сценарием взаимодействия. В частности, спутник LANL на геостационарной орбите вблизи линии СЗ наблюдает двухимпульсную структуру скорости, a GOES 8 регистрирует двухступенчатое увеличение магнитного поля. На GOES 8 после внезапного импульса наблюдаются несколько относительно слабых колебаний |В| с периодом ~2.6 минут, которые мы связываем с глобальными волнами сжатия, осциллирующими между магнитопаузой и внутренней отражающей границей. Чтобы определить положение внутренней границы, мы задаем (по эмпирическим моделям) профили плотности и магнитного поля, по которым строим профиль альвеновской скорости и определяем время движения волны от магнитопаузы до внутренней отражающей точки. Получается, что наблюдаемый на GOES 8 период колебаний хорошо совпадает со временем движения волн между магнитопаузой и ионосферой. Таким образом, анализ данного события приводит нас к выводу, что воздействие МУВ на магнитосферу вызывает 3-4 глобальные осцилляции волны сжатия между магнитопаузой и ионосферой, в результате которых устанавливается новое положение магнитопаузы.

В разделе 5.5 представлен набор из 8 событий, в которых приход волны сжатия в дневной магнитосфере наблюдается на спутниках THEMIS. Во всех событиях увеличение магнитного поля во время внезапного импульса сопровождается осцилляциями скорости. Воспроизведение некоторых событий с помощью глобального моделирования показывает, что данные осцилляции являются предсказанными вихревыми течениями. В одном из событий, когда один из спутников находится рядом с линией Солнце-Земля (на расстоянии 1.7 R£), наблюдается двухступенчатая структура увеличения магнитного поля, которая согласуется с предсказанной отраженной волной сжатия. В других случаях таких убедительных свидетельств отраженной волны в магнитосфере не наблюдается по двум причинам. Во-первых,, спутники не находятся достаточно близко от линии СЗ. Во-вторых, скачок динамического давления

на межпланетной ударной волне часто отличается по форме от ступеньки. Вариации магнитного поля в магнитосфере повторяют форму скачка динамического давления, в результате чего эффект появления двух ступенек становится неотчетливым.

С помощью анализа данных THEMIS также было показано, что амплитуда скачка магнитного поля и амплитуда осцилляций скорости уменьшаются при уменьшении геоцентрического расстояния. Однако даже на геоцентрическом расстоянии 1.81-Rb (ближайшая к Земле точка наблюдений) в данных отмечен рост магнитного поля во время прихода внезапного импульса, и возникают быстро затухающие осцилляции скорости (в интервале РсЗ-Рс4). Таким образом, наблюдения не противоречат возможности прохождения МГД волны сжатия (с некоторым затуханием) до ионосферы. На наш взгляд, именно ионосфера является наиболее вероятной внутренней границей, от которой происходит отражение магнитосферных волн сжатия.

В разделе 5.6 представлены выводы пятой главы. Описано возникновение вихрей и отраженной волны в магнитосфере, полученное по результатам МГД моделирования, и отмечено хорошее соответствие численных результатов со спутниковыми данными.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В диссертации разработана численная трехмерная МГД модель маг-нитослоя без учета и с учетом температурной анизотропии ионов. В анизотропном МГД приближении рост температурной анизотропии ограничивается порогами ионно-циклотронной, зеркальной и шланговой неустойчивостей. Модель существует в двух вариантах: сферическом, в котором используется сферическая численная сетка, и сферически-параболическом, в котором вычислительная область состоит из комбинации сферической и параболической сеток. Для решения системы МГД уравнений используется ТВД схема Л акса-Фридрихса второго порядка точности. Модель была протестирована разными методами. Численные результаты сравнивались с данными спутниковых наблюдений в магнитослое, в том числе и с данными по температурной анизотропии. Проведенная проверка позволяет утверждать, что модель в большинстве случаев хорошо предсказывает средние значения и крупномасштабные

изменения параметров в магнитослое, а пороги неуетойчивостей согласуются с наблюдаемой анизотропией протонов.

С помощью указанной модели мы исследовали зависимость решения в магнитослое от направления межпланетного магнитного поля. Была установлена сильная зависимость решения от угла в между направлением ММП и линией Солнце-Земля. В частности, при почти радиальном ММП (вдоль линии СЗ) перед магнитопаузой отсутствует магнитный барьер и слой разрежения плазмы. Выводы, полученные в моделировании, подтверждаются спутниковыми данными. Были исследованы причины, по которым может меняться полное давление при пересечении магнитослоя, и показано, что в случае существования магнитного барьера давление на магнитопаузе будет больше, чем в отсутствие барьера. В работе впервые дано объяснение наблюдаемого расширения магнитосферы при радиальном ММП и показано, что анизотропная МГД модель лучше описывает данный эффект, чем изотропная модель. Предложено альтернативное объяснение наблюдаемого увеличения плотности перед магнитопаузой чем то, что дано в работах Сонга и Расселла. Мы показываем, что в большинстве случаев увеличение плотности является следствием изменения направления ММП в солнечном ветре.

Исследовано взаимодействие межпланетных ударных волн с отошедшей ударной волной и распространение полученных разрывов через магни-тослой. Показано, что при типичных параметрах в солнечном ветре в магни-тослой вслед за быстрой ударной волной проходит составной разрыв, на котором происходит увеличение плотности и уменьшение температуры. Вблизи линии СЗ составной разрыв часто состоит из медленной волны разрежения, контактного разрывы и обратной медленной ударной волны, которые движутся примерно с одной скоростью и поэтому не отделяются друг от друга не только в результатах трехмерного моделирования, но и в спутниковых данных. Показано, что величина скачка плотности на составном разрыве зависит от направления и величины ММП перед межпланетной ударной волной. Из численных расчетов следует, что скорость движения межпланетной ударной волны в магнитослое меньше, чем скорость ударной волны в солнечном ветре, в результате чего происходит искривление фронта ударной волны в магнитослое. Данный эффект также подтверждается наблюдениями. Исследовано воздействие на магнитосферу наклонных ударных волн и показано, что наклон

нормали межпланетной ударной волны в экваториальной плоскости приводит к несимметричному воздействию на утренний и вечерний фланги магнитосферы, в результате чего в наземных данных может наблюдаться разная величина скачка горизонтальной компоненты поля на одной широте.

Для изучения процессов в магнитосфере, вызванных воздействием межпланетных ударных волн, в работе использованы результаты глобальных МГД моделей магнитосферы. Показано, что приход ударной волны приводит к появлению в магнитосфере вихрей течения, распространяющихся с дневной на ночную сторону. Одновременно с этим в подсолнечной области возникает отраженная волна сжатия, движущаяся в солнечном направлении. Отраженная волна взаимодействует с магнитопаузой и отошедшей ударной волной и тормозит движение последних к Земле. Численные результаты позволяют предположить, что новое положение магнитопаузы, соответствующее параметрам солнечного ветра после межпланетной ударной волны, устанавливается после нескольких осцилляций волн сжатия между магнитопаузой и внутренней границей. Отошедшая ударная волна после взаимодействия с отраженной волной движется от Земли, а в магнитослой отражается еще один составной разрыв. В отличие от составного разрыва, возникшего при взаимодействии межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной, на этом составном разрыве плотность уменьшается, а температура увеличивается.

Важную роль в численных результатах играет существование внутренней границы. Именно ее наличие приводит к образованию вихрей и отраженной волны, в результате которой возникает описанная выше динамика движения разрывов. Подтвердить физическую реальность внутренней границы могут только данные наблюдений, поэтому мы проводим тщательное сравнение результатов моделирования с данными в магнитосфере и магнитослое. Показано, что данные в разных областях хорошо согласуются с результатами моделирования. В частности, в магнитосфере практически во всех рассмотренных случаях наблюдаются вихревые течения, в магнитослое наблюдается составной разрыв, возникающий при взаимодействии отраженной волны с отошедшей ударной волной, а сама отошедшая ударная волна после взаимодействия с межпланетной ударной волной сначала движется к Земле, а потом от Земли. С помощью данных спутника THEMIS мы показываем, что волна сжатия в магнитосфере может наблюдаться на геоцентрическом расстоянии менее 2

R^. Принимая во внимание эти наблюдения, а также величину периодов, с которыми волны сжатия осциллируют в дневной магнитосфере, мы полагаем, что внутренняя граница в численных расчетах физически соответствует ионосфере.

Представленная в работе модель магнитослоя может быть использована для изучения воздействия на магнитосферу разных структур солнечного ветра. В дальнейшем, планируется разработка на основе этой модели глобальной анизотропной МГД модели земной магнитосферы. Результаты работ, в которых изучается реакция магнитосферы на приход межпланетных ударных волн, могут использоваться для усовершенствования существующих моделей магнитосферы.

Публикации по теме диссертации. В журналах, входящих в список ВАК, по теме диссертации опубликовано 28 статей, помимо этого 13 статей входит в сборники конференций. Полный список публикаций можно найти в базе ResearcherlD по адресу http://www.researcherid.com/rid/I-7057-2012.

Статьи в журналах, входящих в список ВАК:

1) Samsonov A. A., Sibeck D. G. Large-scale flow vortices following a magnetospheric sudden impulse//J. Geophys. Res. 2013. V. 118. P. 3055-3064.

2) Самсонов А. А., Немечек 3., Шафранкова Я., Елинек К. Почему полное давление на подсолнечной магнитопаузе отличается от динамического давления солнечного ветра?//Космические Исследования. 2013. т. 51(1). С. 43-52.

3) Samsonov A. A., NSmecek Z., Safrankova J., Jelinek К. Why does the subsolar magnetopause move sunward for radial interplanetary magnetic field?// J. Geophys. Res. 2012. V. 117. A05221.

4) Samsonov A. A., Sibeck D. G„ Zolotova N. V., Biernat H. K., Chen S.-H., Rastaetter L., Singer H. J., Baumjohann W. Propagation of a sudden impulse through the magnetosphere initiating magnetospheric Pc5 pulsations// J. Geophys. Res. 2011. V. 116. A10216.

5) Samsonov A. A. Propagation of inclined interplanetary shock through the magnetosheath//J. Atmos. Sol.-Terr. Phys. 2011. V. 73, P. 30-39.

6) Hubert D., Samsonov A. Comment on "Slow-mode shock candidate in the Jovian magnetosheath" by Z. Bebesi et al.// Planet. Space Sci. 2011. V. 59. P. 443-444.

7) Samsonov A. A., Sibeck D. G., Yu Y. Transient changes in magnetospheric-

32

ionospheric currents caused by the passage of an interplanetary shock: Northward interplanetary magnetic field case// J . Geophys. Res. 2010., V. 115. A05207.

8) Pallocchia G„ Samsonov A. A., Bavassano Cattaneo M. В., Marcucci M. F., Reme H., Carr С. M., Cao J. В., Interplanetary shock transmitted into the Earth's magnetosheath: Cluster and Double Star observations//Ann. Geophys. 2010. V. 28. P. 1141-1156.

9) Samsonov, A. A.; Sibeck D. G„ Imber J., MHD simulation for the interaction of an interplanetary shock with the Earth's magnetosphere// J. Geophys. Res. 2007. V. 112. A12220.

10) Safrankova J., Nemecek Z., Prech L., Samsonov A. A., Koval A., Andreeova K. Interaction of interplanetary shocks with the bow shock// Planet. Space Sci. 2007. V. 55. P. 2324-2329.

11) Safrankova J., Ыётесек Z„ Prech L„ Samsonov A. A., Koval A., Andreeova K. Modification of interplanetary shock near the bow shock and through the magnetosheath// J. Geophys. Res. 2007. V. 112. A08212.

12) Samsonov A. A., Alexandrova O., Lacombe C., Maksimovic M., Gary S. P. Proton temperature anisotropy in the magnetosheath: comparison of 3-D MHD modelling with Cluster data//Ann. Geophys. 2007. V. 25. P. 1157-1173.

13) Самсонов А. А. Особенности формирования магнитного барьера вблизи магнитопаузы. Геомагнетизм и аэрономия. 2007. Т. 47(3), С. 336-345.

14) Samsonov, A. A., Nemecek Z., Safrankova J. Numerical MHD modeling of propagation of interplanetary shock through the magnetosheath// J. Geophys. Res. 2006. V. 111. A08210.

15) Mangeney A., Lacombe C„ Maksimovic M„ Samsonov A.A., Cornilleau-Wehrlin N., Harvey C.C., Bosqued J.-M., Travnicek P. Cluster observations in the magnetosheath - Part 1: Anisotropies of the wave vector distribution of the turbulence at electron scales// Ann. Geophys. 2006. V. 24. P. 3507-3521.

16) Lacombe C., Samsonov A. A., Mangeney A., Maksimovic M„ Cornilleau-Wehrlin N., Harvey C.C., Bosqued J.-M., Travnicek P. Cluster observations in the magnetosheath - Part 2: Intensity of the turbulence at electron scales// Ann. Geophys. 2006. V. 24. P. 3523-3531.

17) Koval A., Safrankova J., NSmecek Z„ Samsonov A. A., Prech L„ Richardson J. D„ Hayosh M. Interplanetary shock in the magnetosheath: Comparison of experimental data with MHD modeling// Geophys. Res. Lett. 2006. V. 33.

LI 1102.

18) Samsonov A. A. Numerical modeling of the Earth's magnetosheath for different IMF orientations//Adv. Space Research. 2006. V. 38. P. 1652-1656.

19) Koval A., Safrankova J., Nemecek Z., Prech L., Samsonov A. A., Richardson J. D., Deformation of interplanetary shock fronts in the magnetosheath// Geophys. Res. Lett. 2005. V. 32. L15101.

20) Hubert D., Samsonov A. Reply to the comment by P. Song et al. on "Steady state slow shock inside the Earth's magnetosheath: To be or not to be? 1. The original observations revisited" by D. Hubert and A. Samsonov// J. Geophys. Res. 2005. V. 110. Al 1211.

21) Hubert D., Samsonov A. A. The steady-state slow shock inside the Earth's magnetosheath: to be or not to be? Part 1. The original observations revisited// J. Geophys. Res. 2004. V. 109. A01217.

22) Samsonov A. A., Hubert D. The steady-state slow shock inside the Earth's magnetosheath: to be or not to be? Part 2. Numerical 3-D MHD modeling//J. Geophys. Res. 2004. V. 109. A01218.

23) Pudovkin M. I., Zaitseva S.A., Lebedeva V.V., Samsonov A.A., Besser B.P., Meister C.-V., Baumjohann W. MHD-modelling of the magnetosheath// Planet. Space Sci. 2002. V. 50. P. 473-488.

24) Samsonov A. A., Meister C.-V. Anisotropic MHD model for the magnetosheath of Saturn// Planet. Space Sci. 2002. V. 50. P. 519-525.

25) Samsonov A. A., Hubert D. Temporal variations in the magnetosheath: Comparison between MHD calculations and observations for one event on September 17, 1978// Planet. Space Sci. 2002. V. 50. P. 619-625.

26) Samsonov A. A., Pudovkin M. I., Gary S. P., Hubert D. Anisotropic MHD model of the dayside magnetosheath downstream of the oblique bow shock. J. Geophys. Res. 2001. V. 106. P. 21689-21699.

27) Samsonov A. A., Pudovkin M. I. Application of the bounded anisotropy model for the dayside magnetosheath//J. Geophys. Res. 2000. V. 105. P. 12859-12867.

28) Самсонов А.А., Пудовкин М.И. Обтекание сферы потоком идеальной анизотропной плазмы в ЧГЛ-приближении// Геомагнетизм и аэрономия. 1998. Т. 38. С. 50-57. _____________

Подписано к печати 23.09.13. Формат60x84 Vis . Бумага офсетная. Гарнитура Тайме. Печать цифровая. Печ. л. 2,00.

Тираж 100 экз. Заказ 5871.__

Отпечатано в Отделе оперативной полиграфии химического факультета СПбГУ 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр., 26 Тел.: (812) 428-4043, 428-6919

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ

УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи

05201 450348

Самсонов Андрей Александрович

МГД МОДЕЛИРОВАНИЕ МАГНИТОСЛОЯ И ВОЗДЕЙСТВИЕ НА МАГНИТОСФЕРУ МЕЖПЛАНЕТНЫХ УДАРНЫХ ВОЛН

Специальность 01.03.03 — Физика Солнца

Диссертация на соискание ученой степени " доктора физиюх-математическихнаук — - ^ —

Научный консультант: доктор физ.-мат. наук, профессор Владимир Семенович Семенов

Санкт-Петербург 2013

Оглавление

ВВЕДЕНИЕ 7

Глава 1. Взаимодействие солнечного ветра с земной магнитосферой: обзор спутниковых данных и результатов моделирования 16

1.1 Введение.............................. 16

1.2 Формирование отошедшей ударной волны. Моделирование магнитослоя в гидродинамическом и кинематическом приближениях............................. 21

1.3 МГД моделирование магнитослоя. Возникновение магнитного барьера и слоя разрежения................. 27

1.4 Определение положения магнитопаузы и отошедшей ударной волны............................. 33

1.5 Сравнение результатов моделирования со спутниковыми наблюдениями в магнитослое.................... 39

1.6 Анизотропное МГД моделирование и развитие неустойчиво-стей, вызванных температурной анизотропией......... 42

1.7 Результаты моделирования и данные наблюдений в магнитослое при радиальном ММП................... 45

-=1.8 Воздействие_межпланетных ударных волн на магнитосферу;

этап 1................................ 48

1.9 Воздействие межпланетных ударных волн на магнитосферу: этап II............................... 53

1.10 Внезапные импульсы в наземных данных............ 62

1.11 Выводы............................... 63

Глава 2. Численная модель магнитослоя 68

2.1 Система идеальных МГД уравнений в изотропном и анизотропном приближениях............................................68

2.2 Запись уравнений в сферических координатах..................72

2.3 Запись уравнений в параболических координатах..............75

2.4 Условия Рэнкина—Гюгонио на разрывах........................76

2.5 Описание численной схемы......................................79

2.6 Формулировка модели............................................85

2.6.1 Вычислительная область и граничные условия. ... 85

2.6.2 Нестационарные граничные условия в солнечном ветре. 87

2.6.3 Введение магнитного пересоединения на внутренней границе....................................................88

2.6.4 Учет движения магнитопаузы при сравнении результатов моделирования со спутниковыми данными. . . 90

2.6.5 Нормировка уравнений....................................91

2.6.6 Начальные условия........................................91

2.6.7 Учет условия бездивергентности........................92

2.6.8 Соединение параболических и сферических координат. 93

2.7 Тестирование полученного решения..............................95

2.7.1 Свойства решения при типичных значениях в солнечном ветре..................................................95

2.7.2 Проверка установления во времени......................99

2.7.3 Проверка выполнения условий Рэнкина-Гюгонио на отошедшей ударной волне................................100

2/7.4 JTpoBejDKa условия бездивергентности....................102

2.7.5 Влияние разрешения сетки, численной вязкости и граничных условий........................................103

2.7.6 Сравнение полученных результатов с результатами в модели By..................................................105

2.8 Сравнение результатов анизотропного моделирования с данными спутника Cluster............................................107

2.9 Выводы..............................................................118

Глава 3. Зависимость решения в магнитослое от направления межпланетного магнитного поля 121

3.1 Результаты изотропного МГД моделирования магнитослоя

при разных направлениях ММП................. 121

3.2 Результаты анизотропного МГД моделирования при разных направлениях ММП....................... 135

3.3 Изменение компонент давления при пересечении магнитослоя. 144

3.3.1 Вывод вариаций полного давления на линии Солнце-Земля из МГД уравнений................ 144

3.3.2 Использование численного решения для оценки изменения полного давления................ 147

3.3.3 Изменение компонент давления в спутниковых данных. 152

3.4 Конфигурация электрических токов в зависимости от направления ММП......................... 157

3.5 Вариации плотности в магнитослое, вызванные изменением направления ММП........................ 161

3.6 Выводы............................... 167

Глава 4. Взаимодействие межпланетных ударных волн с отошедшей ударной волной и движение образовавшихся разрывов через магнитослой 172

4.1 Одномерная задача взаимодействия двух ударных волн. ... 172

4.2 Взаимодействие ударных волн в изотропной' модели магни- _ тослоя............................... 183

4.2.1 Результаты для случая ш45............... 183

4.2.2 Результаты для случаев т80, ш!80 и т10....... 196

4.3 Взаимодействие ударных волн в анизотропной модели магнитослоя.............................. 206

4.4 Замедление движения межпланетной ударной волны в магнитослое.............................. 211

4.5 Спутниковые наблюдения МУВ и последующих разрывов в магнитослое и движение отошедшей ударной волны после взаимодействия.......................... 214

4.6 Воздействие на магнитосферу наклонных ударных волн. . . . 220

4.7 Выводы..............................................................228

Глава 5. Движение внезапного импульса в магнитосфере, образование вихрей и отраженной волны 233

5.1 Краткое описание глобальных МГД моделей магнитосферы. 233

5.2 Результаты глобального моделирования взаимодействия МУВ с магнитосферой............................................235

5.2.1 Возникновение вихревых течений в магнитосфере. . . 235

5.2.2 Причины появления вихря................................241

5.2.3 Распространение отраженной волны сжатия на линии Солнце—Земля........................................245

5.2.4 Изменение положения и формы магнитопаузы в экваториальной плоскости..................................252

5.2.5 Эволюция системы магнитосферно-ионосферных токов во время внезапного импульса...........253

5.3 Сравнение результатов глобального и локального моделирования со спутниковыми наблюдениями в магнитослое..........254

5.4 Сравнение результатов моделирования с данными: событие

29 июля 2002 года..................................................269

5.4.1 Данные в солнечном ветре. ~ . 77 . . . 7Т . . 7 269

5.4.2 Численные модели........................................272

5.4.3 Данные спутника Geotail................273

5.4.4 Данные спутника LANL.................275

5.4.5 Данные спутников GOES................275

5.4.6 Данные спутника Polar....................................279

5.4.7 Внутренняя структура внезапного импульса......281

5.4.8 УНЧ волны в данных магнитосферных спутников. . . 283

5.4.9 Границы области колебаний...............286

5.4.10 МГД моделирование УНЧ колебаний на спутнике Polar........................................................287

5.5 Наблюдение внезапных импульсов в магнитосфере по данным спутника THEMIS............................................290

5.5.1 Отбор событий............................................291

5.5.2 Описание событий........................................294

5.5.3 Общие закономерности во всех событиях..............310

5.6 Выводы..............................................................313

ЗАКЛЮЧЕНИЕ 319

Список сокращений и условных обозначений. 322

Приложение 1. Вывод уравнения, описывающего изменение А = Р±/Р (для замыкания системы уравнений анизотропной МГД).322

Приложение 2. Структура пакета программ, разработанных для решения задачи обтекания. 324

Приложение 3. Определение величины скачков на МГД разрыве с помощью решения уравнений Рэнкина-Гюгонио. 324

Литература

328

ВВЕДЕНИЕ

Состояние внешних оболочек Земли, в первую очередь магнитосферы и ионосферы, меняется под влиянием солнечного ветра. Одним из наиболее эффективных методов описания динамики магнитосферы и ионосферы при изменении параметров солнечного ветра на сегодняшний день является магнитогидродинамическое (МГД) моделирование. Автором диссертации разработана численная нестационарная трехмерная МГД модель, описывающая поведение плазменных параметров и магнитного поля вблизи внешней границы магнитосферы, в магнитослое между магнитопаузой и отошедшей ударной волной. С помощью данной модели исследовано, как меняется состояние магнитослоя в зависимости от условий в солнечном ветре, и показано хорошее соответствие между результатами моделирования и данными спутниковых наблюдений.

Катастрофические изменения в состоянии магнитосферы часто происходят при воздействии межпланетных ударных волн. Для изучения магнито-сферных процессов, инициируемых приходом межпланетных ударных волн, кроме численной модели магнитослоя в работе были использованы результаты глобального магнитосферного МГД моделирования, а также проведен анализ данных спутниковых наблюдений.

Актуальность темы исследования и степень ее разработанности

Основная проблема магнитосферной физики состоит в том, чтобы понять и научиться предсказывать, каким образом магнитосфера реагирует на изменения в солнечном ветре. Для решения этой проблемы требуется разработать модели, построенные с учетом фундаментальных физических законов. Как показывают результаты международных научных исследований, в настоящее время наиболее полное описание состояния магнитосферы в хорошем согласии с данными наблюдений дают глобальные МГД модели. Традиционным подходом является одножидкостное изотропное МГД моделирование, в котором предполагается, что тепловое давление частиц является изотропным. Однако данные спутниковых наблюдений в магнитослое и

в некоторых областях внутри магнитосферы показывают, что температуры ионов в направлении вдоль и поперек-магнитного поля обычно не совпадают. Вследствие этого возникает необходимость создания анизотропных МГД моделей, в которых тепловое давление является тензором. Из теоретических исследований и анализа данных было получено, что рост температурной анизотропии ионов ограничивается развитием плазменных неустой-чивостей, в частности зеркальной, ионно-циклотронной и шланговой. Таким образом, анизотропная модель должна учитывать действие этих неустойчи-востей.

Внешней границей магнитосферы является магнитопауза. Положение и величина электрических токов на магнитопаузе влияют на процессы в магнитосфере и на скорость передачи в магнитосферу энергии солнечного ветра. Для определения положения магнитопаузы обычно используются параметры сверхзвукового солнечного ветра перед отошедшей ударной волной. Однако между магнитопаузой и отошедшей ударной волной находится магнитослой, в котором параметры солнечного ветра меняются. В частности, может меняться полное давление, воздействующее на магнитопаузу, изменяется величина и в определенной степени направление межпланетного магнитного поля. Модель магнитослоя, разработанная автором диссерта-ции^ позволяет описывать процессы в магнитослое и оценивать изменение воздействия на магнитопаузу. Модель является нестационарной, так как параметры солнечного ветра, особенно магнитное поле, очень изменчивы.

В ряде работ Сонга, Расселла и др. на основании анализа спутниковых данных был сделан вывод о существовании перед магнитопаузой медленной ударной волны. В работах Саусвуда и Кивелсон [1,2] утверждалось, что медленная ударная волна является необходимым элементом стационарного течения в магнитослое и располагается перед слоем разрежения. Если бы данное утверждение было справедливо, то при любом обтекании затупленного тела в МГД приближении перед телом существовали бы не одна, а две отошедшие ударные волны, быстрая и медленная. Автором диссертации на основании результатов МГД моделирования и повторного анализа спутни-

ковых данных было показано, что данное явление может возникать вслед-^вйеврёмё^ьГхварйавдй параметров в солнечномветре и соответственно не является необходимой частью стационарного течения.

Солнечный ветер содержит разрывы, на которых основные параметры солнечного ветра могут скачком меняться. Наиболее значительные изменения параметров происходят на межпланетных ударных волнах, граничные условия на которых хорошо описываются уравнениями магнитной гидродинамики. Воздействие межпланетных ударных волн на магнитосферу приводит, в частности, к резкому увеличению энергий частиц в радиационных поясах, а также может служить триггером магнитных бурь и суббурь.

Хотя воздействие межпланетных ударных волн на магнитосферу изучается на протяжении более 50 лет (а внезапные импульсы в наземных измерениях магнитного поля были обнаружены еще в середине 19 века), до сих пор не создано общей модели, объединяющей многочисленные теоретические результаты и данные наблюдений в разных областях внутри и вне магнитосферы. Обычно рассматриваются по отдельности взаимодействие межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной и магнитопа-узой, распространение волны сжатия в магнитосфере, развитие системы продольных токов и возникновение осцилляций магнитного поля на замкнутых силовыхлиниях. Появление новых спутниковых данных (в частности, со спутников THEMIS и недавно выведенного на орбиту спутника RBSP), а также развитие глобальных магнитосферных моделей дают возможность составить полную самосогласованную картину процессов в разных областях магнитосферы и в магнитослое, вызванных воздействием межпланетной ударной волны. Создание такой полной картины является необходимым этапом для объяснения отмеченных выше эффектов энергизации частиц и триггирования магнитосферных возмущений.

Цели и задачи работы

Целями работы являются исследование поведения параметров в магнитослое и на внешней границе магнитопаузы в зависимости от условий в солнечном ветре и изучение процессов, возникающих при взаимодействии

межпланетных ударных волн с магнитосферой. В диссертации решаются следующие задачи:

1. Разработка трехмерной нестационарной анизотропной МГД модели маг-нитослоя, использующей в качестве входных параметров данные наблюдений в сверхзвуковом солнечном ветре. Учет в этой модели порогов неустой-чивостей. Количественное сравнение результатов изотропного и анизотропного МГД моделирования.

2. Исследование поведения параметров в магнитослое и давления на маг-нитопаузе в зависимости от направления межпланетного магнитного поля (ММП). Объяснение наблюдаемого уменьшения давления на магнитопау-зе при радиальном ММП. Объяснение появления структур с повышенной плотностью перед магнитопаузой.

3. Численное моделирование взаимодействия межпланетных ударных волн с магнитосферой. Сравнение результатов моделирования в магнитослое и на дневной стороне магнитосферы с данными спутниковых наблюдений. Объяснение наблюдаемой динамики движения отошедшей ударной волны и уменьшения скорости движения межпланетной ударной волны в магнитослое.

Научная новизна результатов

Разработанная автором ^ис£ертации^нестационарная_ анизотропная МГД модель, учитывающая кинетические пороги плазменных неустойчи-востей, не имеет аналогов в мире. С помощью теоретического анализа и результатов моделирования впервые дано объяснение причин уменьшения полного давления на магнитопаузе при радиальном направлении ММП. Предложено альтернативное объяснение появления структур с повышенной плотностью перед магнитопаузой. Впервые с помощью изотропной и анизотропной трехмерных моделей магнитослоя исследовано взаимодействие межпланетной ударной волны с отошедшей ударной волной и распространение полученных разрывов через магнитослой. Рассмотрены как межпланетные ударные волны с нормалью вдоль линии Солнце-Земля, так и наклонные ударные волны с нормалью под углом к линии Солнце-Земля.

Впервые обосновано уменьшение скорости движения межпланетной ударной'волны в магнитослое. С помощью глобального магнитосферного моделирования предсказано появление отраженной волны сжатия в подсолнечной области, которая взаимодействует с магнитопаузой и отошедшей ударной волной и останавливает движение последних к Земле. Таким образом, новое положение магнитопаузы и отошедшей ударной волны при изменении динамического давления определяется в результате взаимодействия с волнами сжатия, осциллирующими между внутренней магнитосферой и отошедшей ударной волной. С помощью результатов моделирования описано возникновение и развитие вихрей в магнитосфере после воздействия межпланетной ударной волны. Исследовано, как меняется амплитуда волны сжатия в спутниковых данных при движении от дневной магнитопаузы к Земле.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Разработана численная трехмерная анизотропная нестационарная маг-нитогидродинамическая модель магнитослоя, учитывающая пороги зеркальной, ионно-циклотронной и шланговой неустойчивостей. Результаты численных расчетов хорошо согласуются с наблюдаемыми значениями плазменных параметров и магнитного поля, в том числе с наблюдаемой температурной анизотропией^ Модель успешно описывает пространственно-временную динамику структур солнечного ветра, проходящих через магни-тослой.

2. Установлена зависимость решения в магнитослое от угла между направлением межпланетного магнитного поля и линией Солнце—Земля. Показано, что в случае, когда направление ММП приближается к радиальному, в магнитослое происходят существенные изменения большинства плазменных параметров и магнитного поля, в частности по сравнению со случаями нерадиального ММП отсутствуют признаки магнитного барьера, такие как значительное уве�