Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системыНИР

Theoretical models of the magnetospheres of the planets of the solar system

Источник финансирования НИР

госбюджет, раздел 0110 (для тем по госзаданию)

Этапы НИР

# Сроки Название
1 1 января 2015 г.-31 декабря 2015 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа:
2 1 января 2016 г.-31 декабря 2016 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа: 1. Усовершенствована параболоидная модель магнитосферы Сатурна по данным КА Кассини по низко-широтному магнитному полю. 2. В соавторстве с группой проф. Каули из университета Лестера (Великобритания) построена модель продольных токов в магнитосфере Сатурна. 3. Получила развитие теории токовых слоев в гелиосфере и магнитосферах планет. 4. Исследованы физические причины возникновения мелкомасштабной поперечной структуры в потоках авроральных электронов, порождающей соответствующую мелкомасштабную структуру дискретных форм полярных сияний. 5. Проведено моделирование взаимодействия планетарного ветра со звездным ветром материнской звезды.
3 1 января 2017 г.-31 декабря 2017 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа: 1. Изучена магнитосфера Меркурия с применением комбинированной гибридно-параболоидной модели. Прове сравнение результатов расчетов в параболоидной модели магнитосферы Сатурна с данными КА Кассини, измеряющего магнитное поле в окрестности планеты, и со снимками полярных сияний, полученных на телескопе Хаббл. Данные КА Кассини по низко-широтному магнитному полю и УФ снимки полярных сияний использованы для определения свойств магнитосферы Сатурна с помощью параболоидной модели. Опубликовано 6 статей в высокорейтинговых журналах. 2. Развита теория токовых слоев в гелиосфере и магнитосферах планет. Исследованы процессы ускорения и переноса плазмы в нестационарных токовых слоях в космической плазме. Построена и исследована модель палеомагнитосферы Земли с оценкой радиационной безопасности в период магнитной инверсии 3. Защищена кандидатская диссертация по специальности 01.04.08 – физика плазмы (физ.-мат. науки) «Модели магнитного поля в околосолнечном пространстве». Опубликована одна статья в сборнике трудов конференции. Направлено в редакцию 3 статьи. Сделано 7 докладов на научных конференциях. 4. Для объяснения потоков электронов, формирующих сильные продольные токи в авроральной области, необходима кинетическая теория. Построена соответствующая модель, которая опирается на следующие положения. (а) В приэкваториальной области приход электронов через боковую поверхность силовой трубки компенсируется их уходом вдоль магнитного поля. Это обеспечивается действием механизма питч-угловой диффузии в присутствии плазменной турбулентности, сосредоточенной в этой области. (б) Вне приэкваториальной области функции распределения захваченных и высыпающихся частиц «замораживаются». Распределения и концентрации частиц здесь рассчитываются в модели с сохранением полной энергии и магнитного момента. (в) Из условия квазинейтральности получается крупномасштабное продольное электрическое поле, которое дает свой вклад в сохраняющуюся полную энергию. В этом поле и происходит ускорение электронов, обеспечивающее сильные продольные токи, направленные вверх из ионосферы. Опубликована статья в Ann. Geophys. : A.P. Kropotkin. “Diffusion” region of magnetic reconnection: electron orbits and the phase space mixing, и статья в журнале Геомагнетизм и аэрономия (А.П.Кропоткин) 5. Разработана комбинированную модель магнитосферы Меркурия, использующая параболоидную модель для расчёта нулевого граничного условия для последующих вычислений магнитного, электрического поля и распределения плазмы в магнитосфере в рамках гибридной модели, в которой ионы описываются в кинетическом приближении, а электроны представлены безмассовой нейтрализующей жидкостью. Результатs расчетов в параболоидной модели магнитосферы Сатурна сопоставлены с данными КА Кассини, измеряющего магнитное поле в окрестности планеты, и со снимками полярных сияний, полученными на телескопе Хаббл.
4 1 января 2018 г.-31 декабря 2018 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа: Исследована одна из главных особенностей магнитосферы Юпитера - экваториальный магнитодиск, который значительно увеличивает напряженность поля и размер магнитосферы. Измерения КА Juno в течение первого оборота вокруг планеты (PJ-01) позволили нам определить оптимальные параметры магнитодиска с использованием параболоидной модели магнитосферы Юпитера. В частности, в рамках модели был опреден размер магнитодиска Юпитера и напряженность магнитного поля на его внешнем краю. Магнитное поле, рассчитанное в параболоидной модели магнитосферы Юпитера, сопоставлялось с результатами измерений, полученных на КА Juno, при различных значениях параметров модели. В результате были определены значения основных параметров, дающие наилучшее соответствие с наблюдениями. Оценено влияние этих параметров на профиль модельного магнитного поля вдоль второго витка вокруг Юпитера космического аппарата Juno. Механизм динамо, предложенный для магнитопаузы Юпитера (Беленькая, 1993; Belenkaya, 1996), был применен для объяснения неожиданных наблюдений резкого увеличения модуля магнитного поля на гелиопаузе с сохранением его направления. Дополнительно к данным КА Вояджер 1 использовались измерения Вояджера 2 во внешней гелиосфере для уточнения сделанных оценок. Вояджер 2, хотя и не достиг еще гелиопаузы, в отличии от Вояджера 1 непосредственно измерял скорость плазмы, что позволило использовать его данные для экстраполяции Применительно к моделям магнитного поля Земли были исследована динамика потоков КЛ при переполюсовках геомагнитного поля. Палеоданные свидетельствуют о том, что сравнительно долгие периоды эволюционных изменений геомагнитного поля сменяются быстрыми (порядка 10 тысяч лет) переворотами магнитного диполя Земли и инверсией магнитного поля на планете. Современное магнитное поле Земли ослабевает, а магнитные полюса смещаются, что может говорить о начале процесса инверсии. Показано, что магнитная дипольная компонента обратится в ноль к 3600 г., в этот период геомагнитное поле будет определяться квадрупольной магнитной составляющей. Развита численная модель, позволяющая оценить потоки ГКЛ и СКЛ в магнитосфере Земли и на ее поверхности для разных конфигураций магнитосферы. Впервые оценена величина радиационной опасности для людей на Земле и на высоте ~ 400 км, соответствующей орбите международной космической станции. Показано, что в неблагоприятный для человечества период магнитной инверсии, поток ГКЛ на Земле может возрасти не более чем в три раза, а радиационная опасность не превысит предельно допустимой дозы. Таким образом, опасность периодов магнитной инверсии для людей и природы в целом не может привести к фатальному исходу. Численно проанализирована нелинейная динамика электронов в окрестности нулевой линии магнитного поля при магнитном пересоединении. На электронных траекториях происходит сильное ускорение частиц электрическим полем пересоединения. Обнаруживается локальная неустойчивость траекторий в окрестности нулевой линии поля. Она сочетается с финитностью траекторий из-за захвата частиц магнитным полем, что должно приводить к эффекту перемешивания в фазовом пространстве и появлению динамического хаоса. Для объяснения потоков электронов, формирующих сильные продольные токи в авроральной области, необходима кинетическая теория. Ее построение в данной работе опирается на следующие положения. (а) В приэкваториальной области приход электронов через боковую поверхность силовой трубки компенсируется их уходом вдоль магнитного поля. (б) Вне приэкваториальной области функции распределения захваченных и высыпающихся частиц «замораживаются». Распределения и концентрации частиц здесь рассчитываются в модели с сохранением полной энергии и магнитного момента. (в) Из условия квазинейтральности получается крупномасштабное продольное электрическое поле. В этом поле и происходит ускорение электронов, обеспечивающее сильные продольные токи, направленные вверх из ионосферы. Взаимодействие двух слоев плазмы на границе между ними приводит к формированию двух слоев с токами экранировки. Каждый ток переносится ионами внешней плазмы. Исследована реакция магнитопаузы как многослойной структуры на внезапный скачок динамического давления солнечного ветра. Показано, что в магнитосфере Меркурия FTEs могут возникать в одном из каспов в зависимости от знака Вх ММП. Исследованы процессы ускорения частиц плазмы во время магнитосферных суббурь. Построена и исследована численная модель магнитной диполизации с плазменной турбулентностью. Получены энергетические спектры ускоренных протонов, ионов кислорода и электронов. Показано, что ускорение частиц плазмы происходит резонансным образом при совпадении временных масштабов их движения и изменения полей. Модель позволяет объяснить появление в хвосте магнитосферы Земли частиц с энергиями порядка сотен кэВ. В рамках осесимметричной МГД-модели солнечного ветра исследованы распределения магнитного поля, плотностей плазмы и тока на расстояниях до 400 радиусов Солнца на всех гелиоширотах. Получены самосогласованные распределения плотности плазмы, тока и магнитного поля в солнечном ветре. Результаты моделирования описывают плавный переход от быстрого солнечного ветра к медленному, а также укручение профилей основных характеристик солнечного ветра с ростом радиального расстояния. Показано, что в период максимума солнечной активности, когда доминирует квадрупольное магнитное поле, гелиосферный токовый слой может приобретать конусообразную форму и смещаться в область высоких широт. Построена численная модель, описывающая эволюцию токового слоя от сравнительно толстой токовой конфигурации с изотропным распределением давления до предельно тонкого токового слоя, образующегося во время магнитных суббурь. Исследована эволюция компонент тензора давления. Показано, что эволюция тензора давления происходит в два этапа. На первом из них формируется токовый слой, поддерживаемый дрейфовыми движениями частиц плазмы. Для этого этапа характерно выполнение приближения Чу–Гольдбергера–Лоу. На втором этапе формируется предельно тонкий токовый слой толщиной порядка протонного гирорадиуса, в котором давление плазмы становится анизотропным. Оценены характерные времена эволюции системы, найдено согласие с экспериментальными данными. Проанализированы зависимости осреднённых значений скорости солнечного ветра (СВ) от расстояния и широты с учётом фазы солнечной активности (СА) по данным нескольких КА. Показана тенденция к наличию локального минимума скорости СВ на расстояниях нескольких а.е. в минимуме СА. В рамках 2D-МГД-модели показано, что профиль скорости солнечного СВ на низких широтах существенно зависит от её пространственных изменений во всей короне. Показано, что в максимуме СА в высокоширотной гелиосфере видны две устойчивые ветви зависимости скорости СВ от расстояния, определяемые асимметрией распределения скорости по широте в северной и южной гелиосфере. Показано, что магнитное поле может быть существенно нерадиальным и иметь в большей степени дипольную форму, чем монопольную, как в известной модели Паркера Рассматрены стационарные двумерные тонкие токовые слои в бесстолкновительной космической плазме. В общем виде решена проблема кинетического описания электронов с помощью уравнения Власова в дрейфовом приближении. Функция распределения ведущих центров электронов рассмотрена как распределение Максвелла‒Больцмана в стационарном электромагнитном поле. Полученные результаты позволяют создавать пространственно одномерные и двумерные численно-аналитические модели токовых слоев, где незамагниченные ионы описываются уравнением Власова, которое должно решаться численно, а вклад замагниченных электронов учитывается аналитически. Представлены наблюдения токовых конфигураций с магнитным широм в хвосте магнитосферы Земли спутникасми Cluster и THEMIS. Показано, что в токовых конфигурациях с магнитным широм наблюдаются следующие структурные особенности: 1) квадрупольное распределение шировой компоненты, связанное с токами Холла при магнитном пересоединении в токовом слое, 2) симметричное распределение шира относительно нейтральной плоскости, более длительное, и связанное, в большей степени, с квазиадиабатической динамикой частиц в слое.
5 1 января 2019 г.-31 декабря 2019 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа: В ходе пятого этапа были выполнены работы по созданию уточненной модели токового диска в магнитосфере Юпитера. Сравнение построенной модели с данными космического аппарата Джуно (первые 9 оборотов вокруг Юпитера) показало высокие предсказательные возможности модели. (Пенсионеров, Беленькая, Алексеев, Парунакян, 3 статьи Веб оф Сайнс). Исследовано формирование наблюдаемого пятна полярных сияний на ионосфере Юпитера в том месте, где на ионосферу проектируется спутник Каллисто. (Беленькая, 1 статья Веб оф Сайнс). В многоспутниковых одновременных наблюдениях в геомагнитном хвосте Земли, на небольших удалениях, около 10 RE, в двух близко расположенных областях: внутри плазменного слоя геомагнитного хвоста и на границе этого слоя, получаются принципиально разные результаты. Теория показывает, что различия в ионных потоках и в их анизотропии возникает из-за присутствия тонкого кинетического токового слоя в хвосте. Кинетические структуры, непосредственно наблюдаемые в эксперименте, оказываются проявлением типичного возмущения, отвечающего магнитному пересоединению, происходящему на бóльших удалениях от Земли. (Кропоткин 2 статьи Веб оф Сайнс). Рассчитаны предельные значения кольцевого тока, которые «открывают» зоны захвата энергичных частиц в геомагнитном поле и ограничивают сверху потоки частиц, создающих возмущения во время геомагнитной бури. (Лаврухин, Алексеев 1 статья Веб оф Сайнс). На основании многолетних спутниковых наблюдений рассчитаны пространственные распределения потоков высыпающихся частиц в зависимости от широты, местного времени, уровня геомагнитных возмущений и энергии частиц. Описано влияние этих потоков на состояние ионосферы и верхней атмосферы (Яковчук 1 статья Веб оф Сайнс). Моделирование с корректировкой наведенных эффектов в солнечном коронографе PROBA-3 / ASPIICS с внешним затенением диска. Исследование последовательных выбросов корональной массы, вызывающих умеренные возмущения на 1 а.е. Трехмерная структура плотности солнечного коронального стримера, наблюдаемая SOHO/LASCO и STEREO/COR2. (Жуков 3 статьи Веб оф Сайнс, все 3 Тор 20%). Токовые слои, магнитные острова и ускорение энергичных частиц в магнитосферах Земли, Марса, Юпитера и в гелиосферном токовом слое. (Малова и др., 14 статей Веб оф Сайнс, из них 3 Тор 20%). Альвеновские волны и спектр турбулентности магнитного поля в переходном слое (Ходаченко, Сасунов, 1 статья Веб оф Сайнс).
6 1 января 2020 г.-31 декабря 2020 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа:
7 1 января 2021 г.-31 декабря 2021 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа:
8 1 января 2022 г.-31 декабря 2022 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа:
9 1 января 2023 г.-31 декабря 2023 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа:
10 1 января 2024 г.-31 декабря 2024 г. Теоретические модели магнитосфер планет Солнечной системы
Результаты этапа:

Прикрепленные к НИР результаты

Для прикрепления результата сначала выберете тип результата (статьи, книги, ...). После чего введите несколько символов в поле поиска прикрепляемого результата, затем выберете один из предложенных и нажмите кнопку "Добавить".