Исследование свойств среднемасштабной турбулентности в плазменном слое хвоста магнитосферы Земли по данным многоспутниковых измерений и моделирование равновесных конфигураций плазменного слоя.

КАРТОЧКА ПРОЕКТА ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ И ПОИСКОВЫХ НАУЧНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ,
ПОДДЕРЖАННОГО РОССИЙСКИМ НАУЧНЫМ ФОНДОМ

Информация подготовлена на основании данных из Информационно-аналитической системы РНФ, содержательная часть представлена в авторской редакции. Все права принадлежат авторам, использование или перепечатка материалов допустима только с предварительного согласия авторов.

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ

Номер проекта 23-22-00076

НазваниеИсследование свойств среднемасштабной турбулентности в плазменном слое хвоста магнитосферы Земли по данным многоспутниковых измерений и моделирование равновесных конфигураций плазменного слоя.

Руководитель Овчинников Илья Львович, Кандидат физико-математических наук

Организация финансирования, регион Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования «Московский государственный университет имени M.В.Ломоносова» , г Москва

Конкурс №78 - Конкурс 2022 года «Проведение фундаментальных научных исследований и поисковых научных исследований малыми отдельными научными группами»

Область знания, основной код классификатора 02 - Физика и науки о космосе; 02-503 - Ионосферная и космическая плазма

Ключевые слова магнитосфера Земли, плазменный слой, турбулентные флуктуации, вихревая диффузия, магнитостатическое равновесие

Код ГРНТИ29.27.45

ИНФОРМАЦИЯ ИЗ ЗАЯВКИ

Аннотация
Проект направлен на решение актуальных проблем физики магнитосферы с учетом высокого уровня турбулентных флуктуаций и турбулентного переноса. Магнитосфера Земли формируется в результате взаимодействия магнитного поля Земли со сверхзвуковым и сверхальвеновским потоком солнечного ветра. В результате такого взаимодействия происходит формирование отошедшей ударной волны, на которой резко падает скорость течения плазмы солнечного ветра, магнитослоя за ударной волной и магнитопаузы – поверхности, на которой поддерживается баланс давлений плазмы и магнитного поля магнитослоя и магнитного поля и плазмы внутри магнитосферы. Затекание плазмы магнитослоя внутрь магнитосферы и ускорение частиц ионосферы формирует магнитосферную плазму, включая магнитосферные погранслои (низкоширотный погранслой и плазменную мантию), плазменный слой и кольцевой ток. Характерными особенностями областей магнитослоя, низкоширотного погранслоя и плазменного слоя является высокий уровень турбулентных флуктуаций скорости плазмы, электрического и магнитного полей. Характеристики таких флуктуаций сравнительно мало изучены. Не решены вопросы существования сравнительно устойчивых структур при высоком уровне турбулентности внутри структур. При направлении усредненного магнитного поля в солнечном ветре противоположном направлению магнитного поля земного диполя (южной ориентации межпланетного магнитного поля (ММП), плазменный слой имеет форму пластины разделяющей области с малой концентрацией плазмы (доли хвоста), в которой течет ток с утра на вечер. При противоположной длительной (~10 часов) северной ориентации ММП возникает разрушение (бифуркация) плазменного слоя и заполнение долей хвоста. Если при южной ориентации ММП овал полярных сияний имеет форму сравнительно толстого (несколько градусов по широте) кольца и полярная шапка свободна от сияний, то при северной ориентации ММП полярные сияния заполняют полярную шапку и возникает структура сияний в виде греческой буквы тета – тета-аврора. Наблюдаемая картина изменений структур в геомагнитном хвосте пока не имеет самосогласованного описания, что связано с крайне ограниченной информацией о характеристиках и динамике турбулентности плазменного слоя и связи данных характеристик с крупномасштабной магнитосферной конвекцией. Флуктуации плазменного слоя имеют характер перемежаемой турбулентности. В отличии от лабораторных установок, в которых нарастание флуктуаций приводит к разрушению плазменной системы, в магнитосфере Земли возникает усредненная по флуктуациям магнитостатически равновесная конфигурация, характеристики которой определяются внешними граничными условиями – значениями динамического давления, скорости, плотности солнечного ветра и уровнем турбулентных флуктуаций в солнечном ветре. Процессы формирования такой конфигурации, ее динамики и поддержания магнитостатического равновесия почти не исследованы. Опубликовано крайне мало как теоретических, так и экспериментальных работ. В ходе проведения таких работ необходимо учитывать, что обычно применяемое условие вмороженности не описывает изменение магнитного поля при скоростях движения плазмы малых по сравнению со звуковой и альвеновской. Проект направлен на исследования характеристик магнитосферной турбулентности и определение коэффициентов турбулентного переноса с использованием данных находящихся в открытом доступе спутниковых наблюдений (особенно, проекта MMS) и создание моделей, включающих турбулентный перенос. Основанием для возможности решения такой задачи являются работы, выполненные ранее автором проекта и с его участием. В течении двух лет реализации проекта будут получены результаты, существенно модифицирующие описание процессов в плазменном слое и, в качестве практического выхода, изменяющие методики предсказания космической погоды.

ОТЧЁТНЫЕ МАТЕРИАЛЫ

Публикации

1. Овчинников И.Л., Найко Д.Ю., Антонова Е.Е. Флуктуации электрического и магнитного полей в плазменном слое хвоста магнитосферы Земли по данным MMS Космические исследования, том 62, №1, с.13-35 (год публикации - 2024)
10.31857/S0023420624010021

2. Найко Д.Ю., Овчинников И.Л., Антонова Е.Е. Пространственное распределение коэффициента вихревой диффузии в плазменном слое хвоста магнитосферы Земли и его зависимость от межпланетного магнитного поля и геомагнитной активности по данным MMS Геомагнетизм и аэрономия, Т. 64. №2. C. 199-207 (год публикации - 2024)
10.31857/S0016794024020032

3. Эйеладе А.В., Степанова М., Эспиноса К.М., Антонова Е.Е., Кирпичев И.П. The Response of the Earth Magnetosphere to Changes in the Solar Wind Dynamic Pressure: 1. Plasma and Magnetic Pressures Journal of Geophysical Research: Space Physics, Volume 129, Issue 7, e2023JA031948 (год публикации - 2024)
10.1029/2023JA031948

4. Эйеладе А.В., Степанова М., Эспиноса К.М., Антонова Е.Е., Кирпичев И.П. The Response of the Magnetosphere to Changes in the Solar Wind Dynamic Pressure: 2. Ion and Electron Kappa Distribution Functions Journal of Geophysical Research: Space Physics, Volume129, Issue7, e2023JA031949 (год публикации - 2024)
10.1029/2023ja031949

5. Найко Д.Ю., Овчинников И.Л., Антонова Е.Е. Зависимость коэффициента вихревой диффузии от плазменного параметра в хвосте магнитосферы Земли Солнечно-земная физика (год публикации - 2025)

6. Антонова Е.Е., Воробьев В.Г., Ягодкина О.И., Сотников Н.В., Кирпичев И.П., Овчинников И.Л., Найко Д.Ю., Пулинец М.С., Степанова М.В., Пинто В.А., Иностроса А.М. Magnetospheric substorms and relativistic electrons PHYSICS OF AURORAL PHENOMENA, Proc. XLVI Annual Seminar, Apatity, pp. 7-10, 2023 (год публикации - 2023)
10.51981/2588-0039.2023.46.001

7. Антонова Е.Е., Овчинников И.Л., Найко Д.Ю., Кирпичев И.П., Воробьев В.Г., Ягодкина О.И., Степанова М.В. Plasma sheet turbulence and some features of magnetospheric dynamics: Brief review Problems of Geocosmos 2024. Springer Proceedings in Earth and Environmental Sciences. Springer Nature. New York. (год публикации - 2025)

Аннотация результатов, полученных в 2024 году
Проведено исследование распределения коэффициента вихревой диффузии, среднеквадратичного значения флуктуаций гидродинамической скорости плазмы и автокорреляционного времени поперек плазменного слоя магнитосферы Земли. Поскольку изменение положения плазменного слоя в пространстве происходит намного быстрее, чем перемещение космического аппарата, а расстояние между спутниками проекта MMS много меньше толщины плазменного слоя, измерение положения спутника относительно экваториальной плоскости плазменного слоя осуществлялось косвенными методами: использовалось значение плазменного параметра β (отношение плотности энергии плазмы к плотности энергии магнитного поля), которое больше 1 в центре плазменного слоя, много меньше 1 в долях хвоста и порядка 1 в переходной области. Показано, что коэффициент вихревой диффузии растет при переходе к центру плазменного слоя на интервале 0.1 < β < 1, а при дальнейшем росте β значения коэффициента вихревой диффузии остаются постоянными. Данный результат важен для понимания природы турбулентности плазменного слоя. Был оценен вклад изменения среднеквадратичного значения флуктуаций гидродинамической скорости плазмы и автокорреляционного времени в изменения коэффициента вихревой диффузии, показано, что основной вклад вносят изменения величин флуктуаций скорости. Проведен анализ зависимости коэффициентов вихревой диффузии от направления межпланетного магнитного поля (ММП). Показано, что при южной ориентации ММП коэффициент вихревой диффузии поперек плазменного слоя в несколько раз больше, чем при северном, и это соотношение выполняется при всех значениях β, для которых есть достаточная статистика измерений. Проведен анализ зависимости коэффициента вихревой диффузии от уровня геомагнитной активности, который определялся по значению индекса SuperMAG SML. Показано, что в возмущенные периоды в несколько раз более высокие значения коэффициент вихревой диффузии наблюдаются для областей с β > 0.4. На основе созданной базы данных параметров турбулентности плазмы по результатам измерений MMS начата работа по получению выборки событий скачкообразных изменений условий в межпланетной среде. Начат анализ зависимости коэффициентов вихревой диффузии от наблюдаемой на ионосферных высотах структуры крупномасштабной магнитосферной конвекции. Интегральной характеристикой данной конвекции является разность потенциалов поперек полярной шапки, создающий электрическое поле утро-вечер. Электрический потенциал получается по результатам радарных наблюдений SuperDARN с использованием программного пакета Radar Software Toolkit. Потенциал проецируется из ионосферы в хвост с использованием моделей Цыганенко, включая последние варианты статистических моделей магнитного поля. При этом предполагается, что продольная разность потенциалов на порядок меньше, чем потенциал утро-вечер. Проанализированы проблемы, возникающие при проецировании и связанные с избыточной вытянутостью ряда используемых моделей. Показано, что проецирование с использованием разных моделей магнитного поля дает разные результаты.

Публикации