%0 Thesis
%4 sid.inpe.br/mtc-m21b/2014/04.17.16.08
%2 sid.inpe.br/mtc-m21b/2014/04.17.16.08.39
%T Estudo sobre reconexão magnética na magnetopausa terrestre por meio de simulação MHD 3D BATS-R-US
%J Earth´s magnetopause magnetic reconnection study through a 3D MHD BATS-R-US simulation
%D 2014
%8 2014-04-28
%9 Tese (Doutorado em Geofísica Espacial/Ciências do Ambiente Solar-Terrestre)
%P 181
%A Jauer, Paulo Ricardo,
%E Batista, Inez Staciarini (presidente),
%E Alarcon, Walter Demetrio Gonzalez (orientador),
%E Costa, Cristiane Loesch de Souza (orientadora),
%E Souza, Jonas Rodrigues de,
%E Alves, Maria Virgínia,
%E Lucas, Aline de,
%E Simões Junior, Fernando Jaques Ruiz,
%I Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE)
%C São José dos Campos
%K magnetosfera, magnetopausa, vento solar, simulação 3D MHD, reconexão magnética, magnetosphere, magnetopouse, solar wind, MHD 3D simulation, magnetic reconnection.
%X A reconexão magnética é um processo físico fundamental no contexto da interação vento solar-magnetosfera terrestre manifestando-se, por exemplo, na dinâmica dos fluxos de plasma na região da magnetopausa diurna e no conteúdo energético da magnetosfera. Neste trabalho analisamos seus efeitos globais, para diferentes orientações do campo magnético interplanetário (IMF) e parâmetros do vento solar, utilizando-se o modelo MHD 3D Global BATS-RUS. Na magnetopausa observou-se que os fluxos de plasma deslocam-se perpendicularmente à linha-X de reconexão, quando o IMF é puramente sul, $B_{z}$< O, ou possue, também, uma componente $B_{y}$ não nula. Nas simulações a linha-X localiza-se na região equatorial quando $B_{z}$<O e encontra-se rotacionada em relação ao plano da eclíptica, no sentido anti-horário e horário, respectivamente, para um campo interplanetário com componentes (O, $B_{y}$ $-B_{z}$) e (O, $-B_{y}$, $-B_{z}$). Estas orientações foram confirmadas através da aplicação do modelo de Gonzalez e Mozer (1974). A comparação entre o padrão dos deslocamentos dos fluxos modelados pelo BATS-R-US e pelo modelo de Cooling et aI. (2001) mostrou que estes diferem suas trajetórias nas regiões dos flancos e altas latitudes. Além disso, estimou-se a taxa de energia eletromagnética em uma região da magnetocauda, via integração da divergência do fluxo do vetor de Poynting. Os resultados desta estimativa foram compilados em uma lista que consta de 22 eventos. Tais eventos revelam aspectos físicos fundamentais relacionados à interação entre o vento solar e a magnetosfera terrestre. Para um IMF-$B_{z}$ norte, independentemente $B_{y}$ > O ou $B_{y}$ < O, os valores estimados da taxa de energia eletromagnética foram semelhantes. Isso é verificado, também, quando o IMF-$B_{z}$ é sul. No entanto, a taxa de energia é diferente para os dois casos, sendo maior para $B_{z}$ sul. Quando a magnitude do IMF-$B_{z}$ é aumentada de -10\emph{nT} para -30\emph{nT}, observa-se um decréscimo no fluxo de energia eletromagnética. Isto ocorreu devido ao domínio da força magnética em relação ao gradiente de pressão na região da bainha magnética (Lopez et aI., 2010). Calculou-se, também, a taxa de energia na magnetosfera para o evento de tempestade magnética de 22-23 de setembro de 1999. Os resultados mostraram que, durante o pico máximo da tempestade magnética, a taxa de energia que penetrou a magnetocauda foi de 2,89x$10^{13}$ W. Estes resultados foram comparados à taxa de energia dissipada obtida com a equação de Akasofu (1981), que para esta tempestade foi de 1,63x$10^{13}$ W. Um balanço energético mostrou que 56\% desta energia, é dissipada nas diferentes regiões internas da magnetosfera, enquanto os 44\% restantes são liberados juntamente com plasmóides. Os resultados obtidos pela modelagem BATS-R-US concordam com aquele apresentado, por De Lucas et aI. (2007), cujo valor foi de 2,97x$10^{13}$ W para esta tempestade. Através da modelagem desta tempestade geomagnética pode-se quantificar e testar a robustez e precisão da metodologia desenvolvida para o cálculo da penetração do fluxo do vetor de Poynting para regiões internas da magnetocauda. ABSTRACT: The fundamental physical process in the context of the solar windmagnetosphere interaction is called magnetic reconnection. It plays an important role on the dynamic of the dayside magnetopause plasma flows and in the energy content of Earth 's magnetotail. In this study its global effects were analyzed throughout different interplanetary magnetic field (IMF) orientations and solar wind plasma parameters simulations, performed by the 3D MHD global model BATS-R-US. At the dayside magnetopause our results indicate that when IMF is purely southward ($B_{z}$ < O) or has a non-zero $B_{y}$ component, the plasma flows move perpendicularly to the reconnection X-line. The X-line, for a purely southward IMF, was located at the equator. When a non-zero $B_{y}$ component was added the X-line rotated relative to the plane of the ecliptic, in a counterclockwise sense for $B_{y}$ > O, and in a clockwise sense for $B_{y}$ < O. The BATS-R-US X-line's location and orientation have been verified by applying the analytical model of Gonzalez and Mozer (1974). The electromagnetic energy rate, within a domain located at the tail, was also estimated by the integration of the Poynting vector divergence. The results were gathered in a list of 22 events. This list revealed fundamental physical aspects regarding the solar wind-magnetosphere interaction. We have found that the electromagnetic energy rate, in the magnetotail, for a due northward and duskward IMF orientation was similar to that of a due northward and dawnward IMF. The same behavior is verified for a southward IMF $B_{z}$, however, larger in this case. We have also simulated the magnetospheric response to a gradual increase in the magnitude of the due southward IMF ($B_{z}$) component (from -10 to -30 \emph{nT}). The energy rate was sustained when $B_{z}$ decreased from -10 to -15 \emph{nT}. However, when the $B_{z}$ decreased from -20 to -30 \emph{nT} the energy has also decreased. This was due to the enhanced magnetic field strength at the magnetosheath region in relation to pressure gradient (Lopez et aI., 2010). We have, also, modeled the main phase of the September 22-23, 1999 geomagnetic storm. To which we have estimated the energy rate at the tail in 2,89x$10^{13}$ W, during the peak of the storm. This result was compared to the amount of the energy dissipated in the magnetosphere for the storm obtained by the empirical equation derived by Akasofu (1981): 1,63x$10^{13}$ W. Our comparison indicated that 56\% of this energy rate was dissipated in different regions of the inner Earths magnetosphere, whereas the remaining 44\% was assumed to be released along with plasmoids. The results obtained with the BATS-R-US simulation agree with that presented by De lucas et aI. (2007) whose estimated energy input value was 2,97x$10^{13}$ W for this storm. By modeling an actual geomagnetic storm event we could quantify and test the robustness and accuracy of the methodology developed for the calculation of the penetration of the Poynting vector flows to the inner regions of the Earths magnetotail.
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%3 publicacao.pdf