1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия

1. Моделирование влияния межпланетного магнитного поля на положение магнитопаузы М.И. Веригин1, М. Татральяи2 Г. Эрдеш2, Г.А. Котова1, В.В. Безруких1 1 ИКИ РАН, г. Москва, Россия 2 KFKI-RMKI, г. Будапешт, Венгрия Седьмая конференция ОФН 15 «Физика плазмы всолнечной системе» 610 февраля 2012 г., ИКИ РАН

2. Data used • 331 magnetopause crossings by Prognoz, Prognoz 2-6, 9 dated from 1972 to 1983 • 2625 magnetopause crossings by Interball 1 during 1995 and 1999 We use simple analytic model , or that has finite asymptotic magnetotail diameter D and reasonably approximates distant Prognoz 9 magnetotail crossings (r0 – subsolar distance, R0 – nose curvature radius) This shape was used 40 years ago by Howe & Binsack (JGR, 77, 3334-3344,1972) for modeling Explorer 33 & 35 magnetopause observations

3. 3–D fitting Verigin et al., Geom.& Aeron., 49, No.8, 1176-1181, 2009 2 nP r0 = 10.8 Re (rV2)-1/6 R0 = 16.9 Re (rV2)-1/6 <dn2> = 1.358 Re D = 94.5 Re (rV2)-1/6

4. Magnetopause model comparison with observations

5. Search for Bz dependency: Prognoz’s & Interball 1 6-D fitting • The dependence of the subsolar magnetopause position on IMF Bz component was not revealed in Prognoz’s & Interball 1 data

6. Some previous searches for Bz dependency

7. Recent search for Bz dependency 5 THEMIS s/c, Dusik et al., JGR, 2010 Note: PR96 model underestimate Rmp for Bz < 0 and overestimate Rmp for Bz >0

8. Recent evidence of the cone angle dependency of the magnetopause location 5 THEMIS s/c, Dusik et al., JGR, 2010 An unusually low SW ram pressure in 2007–2008. with the peak at 1.4 nPa whereas 2 nPa is a typical value. Explanation: “This effect is attributed to a less effective transformation of the solar wind dynamic pressure to the pressure imposed onto the magnetopause during intervals of a radial IMF.” “…a stronger dependence of the magnetopause dependence on the solar wind dynamic pressure than that usually suggested.”

9. ‘New’ is the well forgotten ‘old’ The degree of compression sustained by the solar wind field as it convects to the magnetopause has been determined empirically with magnetometer data from ISEE 3 in the solar wind and ISEE 1 in the magnetosheath. Crooker et al., JGR, 87, A12, 10407-10412, 1982

10. A little bit algebra Magnetic field pressure in the magnetosheath at the BS Total (HD+magnetic) pressure P balance across the MP or

11. Modification of Verigin et al., 2009 MP model r0 = 11.16 Re (P)-1/6 R0 = 16.51 Re (P)-1/6 <dn2> = 1.364 Re D = 98.06 Re (P)-1/6 where Modified model reasonably explains magnetopause nose con angle dependence found by Dusik et al., 2010 Modified modelpredicts magnetopause nose position variations under different Ma and Jbv in the solar wind

12. Correspondence of modified MP model to Prognoz’ data

13. Cluster 1, 17 Jan., 2005

14. GOES 10 20 Nov., 2003

15. GOES 12, 17Jan.,2005

16. Выводы • По данным о 331 пересечениях магнитопаузы спутниками Прогноз, • Прогноз 2-6, 9 с 1972 по 1983 гг. и 2625пересечениях магнитопаузы Интерболом 1 с 1995 по 1999 гг. построена новая модель магнитопаузы, применимая при малых Альвеновских числах Маха (больших значениях межпланетного магнитного поля ) в солнечном ветре. • 2D положение магнитопаузы может быть описано как: We use simple analytic model r0 = 11.16 Re (P)-1/6 R0 = 16.51 Re (P)-1/6 D = 98.06 Re (P)-1/6 • Построенная модель описывает недавно обнаруженный эффект зависимости положения магнитопаузы от угла между направлениями солнечного ветра и межпланетного магнитного поля • Модель также достаточно хорошо описывает наблюдавшиеся перемещение магнитопаузы вплоть до геостационарной орбиты ~ 6,6Re.

17. Спасибо за внимание ! Седьмая конференция ОФН 15 «Физика плазмы всолнечной системе» 610 февраля 2012 г., ИКИ РАН