Аннотация результатов, полученных в 2024 году
В совместном проекте «Магнитное пересоединение в космической и лабораторной плазме: компьютерные симуляции и эмпирическое моделирование» китайская сторона ответственна за лабораторные измерения на установке SPERF, а российские участники проводят соответствующие исследования используя данные космических миссий, что необходимо для сравнения результатов. Исследовательский центр космической плазменной среды (SPERF) — это новая установка класса Мега для лабораторного изучения физики магнитосферной плазмs в Харбинском технологическом институте, введенная в действие в ноябре 2023 года. Научными целями SPERF являются лабораторные исследование 3D магнитного пересоединения, радиационных поясов, изучение магнитных бурь и их влияния на космические аппараты и т. д. В этом году SPERF претерпел значительные усовершенствования для облегчения диагностики ключевых структур в трехмерном магнитном пересоединении. Система зондов была улучшена за счет разработки шести трехмерных многофункциональных пальцев, образующих усовершенствованную 3D решетку зондов. На каждом пальце расположены: Многоточечные индукционные 3D магнитные зонды способные захватывать быстро меняющиеся (магнитное поле магнитослоя) и медленно меняющиеся (дипольное поле) дифференциальные сигналы 3D магнитного поля. Многоточечные зонды Ленгмюра для диагностики плотности плазмы путем измерения ионного тока насыщения и плавающего потенциала. Многоточечные зонды Маха для измерения числа Маха и температуры плазмы во время магнитного пересоединения. Поскольку эксперименты на установке SPERF относятся к области магнитослоя (переходной области между ударной волной и магнитопаузой), основные усилия российской группы были в основном сосредоточены именно на этой области. Крупномасштабные модели стационарного потока плазмы в магнитослое и их зависимость от межпланетного магнитного поля (ММП) были впервые реконструированы на основе большой многолетней базы данных наблюдений космических аппаратов, сопутствующих межпланетных данных и эмпирической модели высокого разрешения. Архитектура модели потока основана на недавно разработанном представлении магнитного поля в магнитослое путем гибких расширений его тороидальных и полоидальных компонент в системе координат, естественно согласованной с формами магнитопаузы и ударной волны. База данных космических аппаратов включает в себя 1-минутные усредненные данные миссий Themis (2007–2024), Cluster (2001–2022) и MMS-1 (2015–2024), а также межпланетные данные OMNI. Драйверы модели включают поток частиц солнечного ветра, компоненты ММП и угол наклона геодиполя. Расчеты модели точно воспроизводят среднюю геометрию потока плазмы, и были обнаружены существенные эффекты ориентации и величины ММП, главного фактора, который определяет электромагнитные силы внутри магнитослоя. Сильная зависимость моделей потока плазмы от наклона диполя Земли указывает на важный вклад эффектов пересоединения на магнитопаузе в перенос частиц солнечного ветра вокруг дневной магнитосферы. Цикл Данджи был пересмотрен, чтобы учесть существенно зависящие от времени эффекты магнитного пересоединения. С помощью теоремы Стокса показано, что вокруг развивающейся биркеландовской токовой системы суббури генерируется мощное электрическое поле с эффективной разностью потенциалов в несколько десятков кВ. Поэтому возникающая токовая петля Биркеланда является важным элементом ускорения частиц в магнитосфере, внося вклад в энергизацию протонов и электронов кольцевого тока. Электрическое поле, возникающее в зоне диполизации, усиливает уже существующий кольцевой ток, а замыкание его усиленной части через ионосферу генерирует продольные токи зоны 2. Движение расширяющегося частичного кольцевого тока вокруг магнитосферы в сочетании с дрейфом частиц переносит магнитный поток с ночной стороны магнитосферы на дневную сторону. На дневной магнитопаузе пересоединение также ответственно за создание петли Биркеланда, но теперь электрическое поле в области петли замедляет частицы кольцевого тока, и образуются области ослабленного кольцевого тока. Замыкание этих ослабленных кольцевых токов приводит к переносу магнитного потока с дневной стороны на ночную, обеспечивая тем самым его общий баланс и завершая нестационарный цикл Данжи. Рассмотрено применение компактной схемы типа Маккормака на неравномерной сетке для решения гидродинамической задачи убегания атмосферы планеты при наличии поглощения внешнего жесткого ультрафиолетового излучения, имеющей важное значение для моделей эволюции планет. В качестве объектов моделирования выбраны две реальные экзопланеты — TOI-421b и TOI-421c, существенно различающиеся по массе и радиусу орбиты. Стационарные распределения плотности, температуры и давления получены в результате численного интегрирования нестационарных гидродинамических уравнений и установления с течением времени требуемого стационарного решения. Показано существенное преимущество компактной схемы типа Маккормака перед классической схемой Маккормака. Опубликованы 3 статьи в журналах 2 квартили.

Аннотация результатов, полученных в 2025 году
В Харбинском технологическом институте в конце 2023г. введена в действие новая установка класса Мега - SPERF (Исследовательский центр космической плазменной среды) для лабораторного изучения динамики магнитосферной плазмы и в особенности магнитного пересоединения. В совместном проекте «Магнитное пересоединение в космической и лабораторной плазме: компьютерные симуляции и эмпирическое моделирование» китайская сторона ответственна за лабораторные измерения на установке SPERF, а российские участники проводят сопутствующие исследования используя данные космических миссий. Поскольку на текущем этапе эксперименты SPERF относятся к магнитослою (переходной области между ударной волной и магнитопаузой), основные усилия российской группы были сосредоточены именно на этой области. Для модельного описания магнитной структуры, протонной плотности и температуры в переходной области был разработан обобщённый вариант представления магнитного поля в виде суммы его тороидальной и полоидальной компонент. Существенное новшество здесь в том, что градиенты производящих функций множатся не на радиус-вектор r, как в стандартном варианте гармонического ряда, а на градиент функции δ, постоянной на поверхностях, подобных модельной магнитопаузе и ударной волне, что обеспечивает удобное описание поля в естественных координатах, связанных с границами магнитослоя. В этих координатах производящие функции тороидальной и полоидальной компонент описываются разложениями по степеням δ и сферическим функциям угловых координат. Фильтрация данных из магнитослоя проводилась с помощью двумерных диаграмм магнитного поля и протонной плотности, нормированных на их значения в солнечном ветре для четырёх спутниковых миссий Cluster, Themis, Geotail и MMS-1. Показано, что на всех диаграммах чётко выделяются три области с увеличенной плотностью данных, соответствующих солнечному ветру, магнитослою и магнитосфере. В результате были успешно построены модели магнитного поля, плазменных потоков, протонной плотности и температуры в магнитослое. Продемонстрировано качество разработанных моделей магнитного поля, плазменных потоков, плотности и тепловой энергии в виде распределений модельных значений их компонент как функций от измеренных. Коэффициенты корреляций во всех случаях находятся в пределах 0.8–0.9; наклоны регрессионых прямых близки к единице, что свидетельствует о близости модели к наблюдениям. Было проведено трехмерное кинетическое моделирование динамики магнитосферной лабораторной плазмы с параметрами и геометрией, близкими к параметрам эксперимента SPERF. Вычисления проводились с помощью кода iPIC3D, в который были введены важные усовершенствования: (1) добавлено внутреннее граничное условия для учета тока соленоидов, создающих магнитное поле; (2) добавлена нестационарная инжекция плазмы, которая создает “индукционный солнечный ветер” и выступает в качестве драйвера всего процесса взаимодействия лабораторного ветра с искусственной магнитосферой. С помощью вычислительных ресурсов, предоставленных китайской стороной, удалось провести расчеты с достаточно высоким разрешением, в которых были задействованы по 2.5 миллиарда ионов и электронов для плазмы в аргоне и водороде. Показано, что фронт лабораторного плазменного ветра создает более интенсивное магнитное поле в модели с аргоном и достигает ~800 Гс. В модели с водородной плазмой фронт существенно слабее, ~200-300 Гс. Показано, что кинетическая модель отражает основные черты процессов в установке SPERF, а именно: обнаружено возникновение индукционного плазменного ветра, формирование в нем токовых слоев, магнитное пересоединение с квадрупольной структурой холловских полей. Отдельно хотелось бы отметить формирование токового слоя и пересоединение в области между катушками, моделирующими межпланетное магнитное поле, и использование нестационарной инжекция плазмы вместе с вмороженным в нее магнитным полем как драйвера магнитосферной динамики. Для обработки данных экспериментов на установке SPERF были разработаны вспомогательные методики и программы. а) Методика калибровки данных. Индукционные датчики измеряют величину пропорциональную производной магнитного поля по времени, поэтому полные значения поля требуют интегрирования по времени. Так как даже небольшие офсеты (сдвиг на некую константу) в данных могут привести к существенным ошибкам, производилось два последовательных выстрела: первый без плазмы (в вакууме) с хорошей повторяемостью, по нему производилась калибровка; и затем второй с плазмой. б) Для исключения модуляции 50 Гц был использован метод Фурье. Амплитуды в Фурье-спектре у частот 50, 100, 150 и т.д. Гц заменялись интерполированными значениями из двух соседних амплитуд, затем сигнал восстанавливался из спектра Фурье обратно. в). Для обработки экспериментальных данных были модернизированы следующие программы, которые позволяют использовать произвольное количество точек измерения вместо ранее принятых четырех в миссиях Cluster и MMS: Тайминга, Определения нормали к токовому слою (MVA), Определения плотности тока (курлометр), Определения кривизны магнитной силовой линии, Поиска нейтральных точек магнитного поля по методу Пуанкаре. г) Для визуализации полной трехмерной картины магнитного поля использовалась или линейная интерполяция в простом случае, или метод радиальных базисных функций RBF. Метод RBF – это представление наблюдаемого магнитного поля в виде суммы вкладов от отдельных нод (RBF центров), каждая из которых дает элементарный бездивергентный вклад. Амплитуды всех нод подбираются как решение линейной системы уравнений для наибольшего соответствия с наблюдаемым полем по методу наименьших квадратов. Программа использовалась для обработки данных с 50 трехкомпонентных датчиков магнитного поля в эксперименте SPERF, полученных всего в одном выстреле, для реконструкции конфигурации магнитного поля. На будущее рекомендовано использовать метод изотропных границ для мониторинга магнитосферной конфигурации. Опубликовано 4 статьи.