Magnetotail shape, flow and magnetic field structure at lunar distances using artemis observations

Abstract

Güneş rüzgarı Dünya'ya ulaştığında, Dünya'nın çift kutuplu manyetik alanı ile etkileşime girerek manyetosferi oluşturur. Manyetosfer, hem Güneş hem de gece tarafında bir çok bölgeden oluşur. Bunlardan biri şoka uğratılmış Güneş rüzgarı plazması ile manyetosfer plazması arasındaki sınır olan manyetopozdur. Gece tarafında jeomanyetik alan çizgileri Güneş rüzgarıyla uzar ve manyetosferin gece tarafını işgal eden Dünya'nın manyetik kuyruğunu oluşturur. Magnetik kuyruk, uzunluğu neredeyse 1000 RE (1 RE = Dünya Yarıçapı) mesafelere ulaşan çok aktif bir bölgedir. Jeomanyetik kuyruk, sınırlı sayıdaki uzay görevleri ve kesintili ve/veya yetersiz gözlemler nedeniyle Dünya'nın arkasındaki manyetosferin en az araştırılan bölgelerinden biridir. Dünya'ya yakın kuyruk, yaklaşık -30 RE, IMP-8 gözlemleri kullanılarak detaylı olarak incelenmiştir (Kaymaz ve diğerleri, 1994; Hammond ve diğerleri, 1994). Bununla birlikte, şu anki manyetik kuyruğun yapısıyla ilgili bildiklerimiz, -60 RE civarı ve daha uzak kuyruk bölgelerindeki (≤-200 RE) 1970'lerde 80'lerdeki Explorer serisi ve ISEE-3, Wind ve Geotail uzay araçlarının 1990'lardaki sınırlı sayıdaki geçişlerinden elde edilen kısıtlı verilere dayanmaktadır (Fairfield, 1992; Fairfield, 1993; Reader ve diğerleri, 1995; Slavin ve diğerleri, 1985; Sibeck ve diğerleri, 1985; Tsurutani ve diğerleri, 1984). Özellikle, kuyruk iç dinamiklerini kontrol etmesi beklenen uzaktaki birleşme noktasının (DNL) civarında olan orta-uzak kuyruk dediğimiz Ay uzaklığındaki manyetik kuyruk bölgesini önemli kılar. Ağustos 2011'den bu yana faaliyet gösteren ARTEMIS uzay araçlarının temel avantajı, araştırmacılara Ay mesafesindeki manyetik kuyruğunun kapsamlı, veri yönünden tam ve sistematik bir incelemesini sağlamaktır. Dünya'nın manyetik alanı ile Güneş'in manyetik alanı belirli şartlar altında manyetik olarak birleşir (reconnection). Bu birleşme sonucunda Güneş rüzgarına ait parçacıklar birleşen manyetik alan çizgileri üzerinden Dünya manyetosferine girerler. Bu şartlar altında oluşan manyetosfere açık manyetosfer adı verilir. Açık manyetik alan çizgilerinin gece tarafına hareketi ile de parçacıklar manyetik kuyruğa taşınarak manyetik kuyruğun yapısını ve dinamiğini değiştirirler. Manyetik birleşme gezegenler arası manyetik alanın (IMF) yönüne bağlıdır (Tsurutani ve diğerleri, 1984; Slavin ve diğerleri, 1983; Sibeck ve diğerleri, 1985). Özellikle IMF By ve IMF Bz ve Güneş rüzgârı plazması (yoğunluk, hız ve sıcaklık) kuyruğun şeklini ve konumunu değiştirebilir ve onu hareket ettirebilir. Buna göre, IMF yönü manyetik kuyruğu farklı yönlerde döndürebilir ve / veya şeklini düzleyebilir, büzebilir veya genişletebilir ve bu nedenle manyetopoz sınırı içe ya da dışa doğru hareket ederek şekil değiştirebilir. IMF By ve Bz'nin yönüne ek olarak, Güneş rüzgârı yönündeki hız değişimleri, jeomanyetik aktivite (fırtınalar / mikro fırtınalar) manyetik kuyruk yapısında ve dinamiklerinde içsel değişimlere neden olabilir. Böylece, manyetik birleşme kuyruğun manyetik alan topolojisini, akış yapısının dinamiklerini ve diğer plazma parametrelerini değiştirir. Değişimin ölçeğine bağlı olarak, manyetik kuyruğun hareketi, dinamiğinde ve yapısında meydana gelen değişimler uydulardan alınan ölçümlerin yorumlanmasını zorlaştırmaktadır (Reader, et al., 1995). Örneğin, Güneş rüzgarının ekvatoryal düzlemindeki hareketinden ötürü dalgalanan kuyruk, uzay aracı verisinden manyetopoz sınırından kısa zaman aralıklarla çok kez sınırın üzerinden geçip geri gelebilir ve bu hareket manyetopoz sınırını tespit etmeyi zorlaştırır. Tezin birinci bölümünde (Bölüm 1) terimler tanıtılarak konu ile ilgili giriş niteliğinde temel bilgiler verilmiştir. Bunu takiben literatürde mevcut eski çalışmaların kapsamlı bir özeti sunulmuştur. Tezin ikinci bölümünde, (Bölüm 2), ölçümler ve ölçümlerin yapıldığı aletlerle ilgili bilgiler verilmiş, manyetopoz sınır tabaka geçişlerini incelemek için gerekli olan işlemler anlatılmıştır. Bunlar manyetopoz sınır tabakasının ölçümlerden nasıl belirlendiğini, hangi verilerin ve kriterlerin kullanıldığı açıklanarak detaylandırılmıştır. Örneğin, ARTEMIS uydularının manyetik alan, plazma yoğunluğu, hızı, sıcaklığı ve iyon enerjisi gözlemleri günlük ve saatlik ölçeklerde dikkatlice incelendiğinde manyetopoz sınırının Ay mesafesinde tanımlanmasındaki en iyi kriterin yüksek enerjili parçacık akısının varlığı veya yokluğu olduğu ve buna ek olarak, plazma sıcaklığındaki hızlı bir artışın, yoğunluk ve hızdaki bir azalmanın buna eşlik ederek manyetik kuyruk ile manyetik örtü arasındaki geçişi ve dolayısıyla manyetopoz sınırının yerini gösterdiğine karar verilmiştir. Bölüm, çveriyi yorumlamayı anlamlı hale getirecek olan uygun koordinat sisteminin belirlenmesini ve verilerin bu koordinat sistemine dönüştürülmesini, Güneş rüzgarının hızının yönünden ve Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketinden kaynaklanan düzeltmeleri ve Güneş rüzgarının taşıdığı manyetik alanın (IMF) yönüne göre verilerin ayrıştırılmasının nasıl yapılacağını da kapsamaktadır. Bu bağlamda Güneş rüzgarı akışına hizalı yeni x- ekseni etrafında simetrik bir manyetik kuyruk elde edebilmek için bu çalışmada ARTEMIS verilerinin tüm pozisyonları, manyetik alan bileşenleri ve plazma vektörleri, anormal Güneş rüzgarı düzeltilmiş Yer merkezli Güneş Manyetosferik (aSWGSM) koordinat sistemi olarak adlandırılan yeni bir koordinat sistemine dönüştürülerek incelenmiştir. Bölüm 3 Ay mesafesindeki manyetik kuyruğun sınır tabakasının (manyetopoz) incelenmesine ait analizleri ve bulguları vermektedir. Manyetopoz manyetik kuyruğun büyüklüğünü belirler. Bu bölümde, manyetopoz sınırının çapsal genişliği, şekli ve geometrisi, bu yapısal değerleri ve manyetik kuyruğun hareketini etkileyen IMF ve Güneş rüzgarı dinamik basıncı gibi faktörler incelenmektedir. İstatistiksel analizler sonucunda ortalama manyetopozun yarıçapı diğer bir değişle manyetik kuyruğum genişliği Ay mesafesinde 27±5 RE olarak elde edilmiştir. Sonuçlar mevcut analitik modellerle ((Howe and Binsack, 1972 ; Petrinec and Russell, 1996; Shue et al., 1997; Shue et al., 1998; Chao et al., 2002 and Lui et al, 2011) karşılaştırılmaktadır. En eski model olan Howe and Binsack modelinin ortalama manyetopoz büyüklüğünü en iyi tahmin ettiği görülmüştür. Bunun sebebi olarak Howe ve Binsack modeli dışındaki hiç bir analitik model Ay bölgesinden ve hatta -20 RE'nin gerisindeki hiçbir bölgeden gelen veriyi baz almamışlardır. Güneş rüzgarı basıncı ve IMF'de meydana gelen çok uç (ekstrem) manyetopoz geçişleri vaka çalışması olarak ayrıca detaylı olarak incelenerek sunulmuştur. Bu vakalar için değişen koşullara bağlı olarak analik modellerin çıktıları karşılaştırılmıştır. Bu iki vaka çalışması, Ay mesafesindeki manyetik kuyruğun büyüklüğünün, güney-kuzey yönündeki IMF'nin ve Güneş rüzgarı dinamik basıncının birlikte etkisi sonucunda belirlendiğini, her ikisinin birbirlerine göre büyüklüklerine ve hangisinin daha baskın olduğuna göre değiştiğini göstermiştir. Doğulu-Batılı IMF durumunda kuyruğun şeklinin üstten ve alttan bastırılmış bir elips, kuzeyli-güneyli bir IMF durumunda ise yanlardan bastırılmış yumurta şeklinde olduğu gösterilmiştir. Ay mesafesindeki manyetik kuyruğun büyüklüğünün güneyli IMF durumunda kuzeyli IMF durumundan biraz daha geniş olduğu görülmüştür. Bölüm 4'de Ay mesafesindeki manyetik kuyruk verilerinin analizleri ve bulguları verilmektedir. Bu bölümde manyetik kuyruk içerisindeki manyetik alan, plazma hızı, plazma yoğunluğu, plazma sıcaklığı gibi parametreler kutulama tekniği ile vektör ve kontur haritaları oluşturularak incelenmiştir. Bu parametrelerin vektör ve skaler (kontur) dağılımları XZ, XY, ve YZ-düzlemlerinde gösterilerek, manyetik kuyruğun üç boyutlu olarak global yapısı ve mekansal değişimleri anlatılmıştır. Bunlara ilaveten nötral tabakayı daha iyi ifade eden xBx ve yBx düzlemleri de oluşturulmuştur. Ayrıca tüm bu haritalar istatistiksel olarak da incelemek amacıyla konumsal olarak ayrıştırılmış çokluk dağılımı grafikleriyle (histogramlarla) da desteklenmiştir. Manyetik alan vektör haritaları manyetik kuyruğun manyetik yapısının Ay mesafesinde çift kutuplu dipol yapıyı koruduğunu göstermiştir. Beklendiği üzere, manyetik alan büyüklüğü bu mesafede Dünya'ya yakın mesafelerdekine göre daha zayıftır, ve ortalama 8 nT civaında olduğu görülmüştür. Manyetik kuyruğun yapısının XZ- ve YZ- düzlemlerinde, manyetik alan çizgilerinin güneyde Dünya'ya ve kuzeyde ise Dünya'dan uzağa doğru uzanan manyetik alan çizgileri arasında plazma örtüyü bir sandviç biçiminde içine alacak şekilde olduğu görülmektedir. Her iki düzlemde de plazma örtü ve plazma örtünün alt bölümleri belirgindir. Plazma örtüsünün Ay mesfesinde Dünya mesafesindekine göre daha ince olduğu ve data eskiklikleirne rağmen şeklinin YZ-düzleminde, bir kelebek şeklinde, merkezde ince, yanlara doğru daha kalınlaştığı anlaşılmaktadır. IMF By'nin etkileri plazma örtüsü içinde net bir şekilde görülmektedir. Vektör haritaları pozitif IMF By durumunda manyetik alan çizgileirnin IMF By'nin yönünde eğildiğini, node-like bölgelerin IMF By'nin yönünde kaydığını (kuyruğun kuzey kısmında Y=0 dan Y=+3) göstermektedir. İstatisksel sonuçlar, kuyruğun manyetik alanının By bileşeni manyetik birleşmeden beklenildiği gibi pozitif IMF By durumunda plazma örtüsünün kuzey+dogu ve güney+batı bölgelerinde; negative IMF By durumunda ise güney+doğu ve kuzey+batı bölgelerinde daha fazla olduğunu göstermektedir. Bu sonuçlar teoriyi ve daha önce daha yakın kuyruk mesafelerindeki sonuçları desteklemektedir. Ayrıca manyetik kuyruğun güneyli IMF durumunda kuzeyli IMF'e göre daha büyük olduğu görülmüştür. Yine bu bölümde, plazmanın hızı Vx bileşenine göre gruplanmış ve yavaş, orta ve hızlı akışlar olarak üçe ayrılarak incelenmiştir. Hayakawa et al. (1982) tarafından da tartışıldığı üzere manyetik kuyruk içerisinde daha çok yavaş akışlar hakimdir, hızlı akışlar enderdir. Doğu-batı doğrultusundaki akışlar sadece yavaş akışlarda görülmektedir. Gızlı akışlar daha çok güneyli IMF durumunda oluşmaktadır. Plazma akışının YZ-düzleminde en yavaş oldğu görülmüştür. Hakim olan akışlar Dünya'a doğru ve Dünya'dan uzağa doru olan x-yönündeki akışlardır. IMF yönüne göre ayrıştırma yapıldıktan sonra yoğunluk ve sıcaklık parametreleri incelendiğinde üç tip plazma popülasyonu gözlenir. Kuzeyli IMF durumunda 0.16 cm-3 mertebesinde daha yoğun bir plazma saptanmıştır. Güneyli IMF durumunda yoğunluk biraz daha düşük olup 0.12 cm-3 mertebesindedir. Ancak IMF Bz'e göre yoğunlukta görülen bu farkların sıcaklıkda görülmediği, sıcak ve soğuk plazmanın hem kuzeyli hem de güneyli IMF durumunda mevcut olduğu görülmüştür. Yoğunluk-sıcaklık dağılımları ise kuzeyli IMF durumunda plazmanın daha konsantrik ve bir orta değere daha yakın olduğunu buna karşın güneyli IMF durumunda saçılmanın daha çok olduğu görülmüştür. Özellikle, yoğun-sıcak plazma daha dağınık, daha büyük saçılma göstermektedir. Bu konuya sonuçlar ve tartışma bu bölümde detaylı olarak verilmektedir. Tezin son bölümü, Bölüm 5, ise tezdeki bulguları özetlemekte ve sonuçları yansıtmaktadır. Son olarak, İstanbul Teknik Üniversitesi Uçak ve Uzay Bilimleri Fakültesi'nde yürütülen bu tez, yüksek çözünürlüklü cihazlarıyla, ARTEMIS p1 ve p2 ikiz uzay aracı kullanarak Ay mesafesindeki manyetik sınırı ve manyetik kuyruk haritasını inceleyen ilk çalışmadır. Bu çalışmanın bulguları, sadece örneğin Ay'a yakın hedeflenen bir görev için tasarlanan uzay aracı için uzay mühendislerine uzay aracının maruz kalacağı çevreye ilişkin ortamı anlamalarına katkıda bulunmayacak, aynı zamanda bu konuda çalışan uzay fizikçisi bilim insanlarına Ay mesafesindeki manyetik kuyruğun makro ölçekteki karakteri, yapısı, akışı ve farklı faktörlere verdiği tepkiler hakkında bir fikir vermekte, yol göstemektedir. Ayrıca, bu çalışma, uzay teknolojilerine giderek artan bir ihtiyacın doğduğu günlük hayatımızda, modern veri analizi teknikler kullanılarak çok büyük ve farklı veri kümelerini biraraya getirerek faydalı bilginin nasıl çıkarılıp, toplum için nasıl faydalı olabileceğini göstermek açısından da önem taşımaktadır.

When the solar wind reaches the Earth, it interacts with the Earth's dipole magnetic field, confining it to a region known as the magnetosphere. The magnetosphere extends from the dayside to nightside and has several regions. One of these regions is the magnetopause, which is the boundary between the shocked solar wind and magnetosphere. In the anti-sunward direction, the geomagnetic field lines are stretched by the solar wind, forming Earth's magnetotail that occupies the nightside magnetosphere. The magnetotail is a very active region with its length nearly reaching 1000RE (1 RE = Radius of the Earth) distances. Geomagnetic tail is one of the least investigated regions of the magnetosphere on the nightside of the Earth owing to the limited number of spacecraft and observations. Near-Earth tail, at about -30 RE down the tail, has been investigated in detail by using IMP-8 observations (e.g. Kaymaz, et al., 1994; Hammond, et al., 1994, Ohtani et al. 1991). However, the magnetotail at mid (-60 RE) to distant regions (≤-200 RE) was only studied based on the scarce data obtained from the very limited number of traversals by Explorer series and ISEE-3 in 1970s to 80s, and Wind and Geotail missions in 1990s, from which the present knowledge has been derived on the global character of the magnetotail (Fairfield, 1992; Fairfield, 1993; Reader, et al., 1995; Slavin, et al., 1985; Sibeck, et al., 1985; Tsurutani, et al., 1984). Especially, mid to distant tail is one of the most interesting regions where distant reconnection line appears to be and is expected to control the internal distant tail dynamics. The main advantage of ARTEMIS spacecraft, operating since August 2011, is to give the researchers for an extensive, comprehensive and systematic investigation of the magnetotail at the lunar distances, -60 RE. The magnetosphere interacts with the solar wind through magnetic reconnection, which creates direct entry of the solar wind plasma and magnetic field under certain conditions and forms an open magnetosphere. The magnetic flux and the solar wind energy that drive the magnetotail dynamics flow into the magnetosphere through open magnetic field lines via reconnection process. The rate of reconnection and reconnection site appears to be depended mainly on interplanetary magnetic field (IMF) direction (Tsurutani, et al., 1984; Slavin, et al., 1983; Sibeck, et al., 1985). Especially IMF By and IMF Bz, and solar wind plasma (density, velocity and temperature) can move, fluctuate and alter the shape and location of the tail. Accordingly, the magnetotail can twist and/or flatten in different directions, shrink or expand and therefore the boundary can flare in or out. In addition to the sign of IMF By and Bz, the velocity variations in the solar wind direction, the geomagnetic activity (storms/substorms) can lead internal variations in the magnetotail structure and dynamics. Thus, reconnection changes the dynamics of the magnetotail, magnetic field topology, and the flow structure. All these variations at different spatial and time scales make the interpretation of the measurements from satellite difficult (Reader, et al., 1995). For example, the fluctuating tail triggers spacecraft cross the magnetopause back and forth several times in such short time intervals, which will make the detection of the magnetopause boundary harder in the data. The purpose of this thesis study is twofold. The first is to investigate the structure of the magnetopause boundary and how it varies with the changing IMF conditions using case studies and statistics as well. The second is to map the magnetic field and plasma structure within the magnetotail at the Moon's distance. The primary objective in the magnetotail study is to reveal the plasma, namely velocity, density, temperature and pressure structure at the Moon distance, which was not previously studied in detail using high-resolution measurements and large number of data. Secondly, even though the magnetic field structure of the magnetotail was well investigated in near Earth distances, the magnetotail's magnetic structure at Moon's distance lacks of completeness. Using the state-of-the-art magnetic field measurements from ARTEMIS, the magnetotail's magnetic field structure and its variability in response to IMF were shown using vector maps. There are several "firsts" that bring out this study forward. One is that it is the first time that the magnetotail plasma structure at the Moon distances is studied using high resolution plasma data. Second, it is the first time that the global scale structure of both plasma and magnetic field in the magnetotail at Moon distances were studied using vector mapping technique. Third, this is the first study that the magnetic field maps are accompanied by the plasma flow maps. Thus, these two complementary data sets, give us an opportunity to address on the magnetotail dynamics at the Moon's distances while revealing the global structure. This dissertation starts with an introductory chapter, Chapter 1, that contains brief information regarding the Sun, magnetosphere, and the magnetotail which is followed by the purpose of the study and a review of the literature related to the thesis subjects. Chapter 2 describes and explains the instruments of the ARTEMIS and the solar wind monitor spacecraft from which the observations are taken. This chapter continues with the processes applied to data including how the magnetopause crossings are identified, performing the appropriate coordinate system, correcting for solar wind flow direction and Earth's orbital motion and separation by the IMF clock angle. Chapter 3 presents the magnetopause study at the distance of the Moon. The size, geometry and shape of the magnetotail boundary are discussed as well as the factors that affect the magnetotail's motion and its variability, e.g. different IMF orientations and solar wind dynamic pressure. On average, the magnetopause positions indicate a tail size with a radius of about 27±5 RE at lunar distance. The analytical magnetopause models (Howe and Binsack, 1972 ; Petrinec and Russell, 1996; Shue et al., 1997; Shue et al., 1998; Chao et al., 2002 and Lui et al, 2011) were compared with the observed boundary crossings. It is shown that the oldest model Howe and Binscak model predicts the average size of the tail boundary very well. Case studies of the extreme occurrences of the boundary crossings show that the magnetotail size at lunar distances is controlled by the relative magnitudes of the solar wind dynamic pressure and the strength of the IMF Bz. While the east-west IMFs result in an ellipse which is flattened from the top and bottom, the north-south IMFs cause an ellipse squeezed from sides. The tail size and dimensions at lunar distance were found to be slightly larger for southward IMFs compared to northward IMFs, as expected from the theory. In Chapter 4, the vector and contour maps of the magnetic field and the plasma, namely velocity, density, temperature and pressure, structure of the magnetotail are presented. Statistical analysis using histograms, and the response of the magnetotail structure to the IMF orientation are studied in this chapter as well. The magnetopause boundary crossings detected in Chapter 3 are used to obtain the magnetotail data which are then analyzed and evaluated in order to reveal the global magnetic and plasma features of the magnetotail and its variability at lunar distances. Both magnetic field and flow vector maps are performed in different planes consisting XY-, XZ-, YZ-planes as well as XBx- and YBx-planes using binning techniques. Magnetic field vector maps reveal that the magnetotail magnetic structure follows the dipolar structure of the Earth's magnetic field at lunar distances with slightly weaker magnitudes as compared to near Earth distances. Both XZ- and YZ-planes reveal the magnetic field structure of the plasma sheet. It is shown that the plasma sheet becomes thinner with increasing down tail distance. It also appears to be thinner compared to near Earth distances but still have the gross features of the butterfly structure being thinner in the central mid-plane and thicker on the dawn-dusk sides in the YZ-plane. IMF By effects are seen clearly on the respective dawn and dusk quadrants of the northern and southern magnetotail at this distance. In the YBx-plane, a node like feature appear at Y=-3 RE, Bx=9nT. The rotation of the node is evident in response to IMF By. For southward IMF sector, it was shown that the plasma sheet is thinner while it is seen to be thicker for northward IMFs at lunar distances. The increased size of the magnetotail due to tail's expansion when IMF is southward is also observed. The flows are categorized into 3; fast, medium and slow using |Vx|. The slow flows (<100km/s) are dominant throughout the magnetotail as discussed by Hayakawa at al. (1982) and fast flows (>300km/sec) are rare. The dawn-dusk directed flows are only seen with the slow flow cases. The fast flows have a more tendency to occur with southward IMF sector. The plasma flow has the slowest velocities in YZ-plane since the main flow direction is in a plane orthogonal to this plane. Three types of plasma populations are observed when density and temperature parameters are investigated when the data are separated according to IMF direction. The denser plasma is found during the northward IMFs on the average of 0.16 cm-3 compared to 0.12 cm-3 for southward IMFs. The density-temperature distributions show that the plasma is more concentrated in the case of northward IMF while it is more scatter in case of southward IMF, especially the hot, dense plasma. Discussions related to the magnetic field and plasma maps are given in detail in this chapter and compared with the literature. The last chapter of the thesis, Chapter 5, presents the summary of the thesis and gives conclusions obtained. This thesis study is the first study that investigates the space environment and environmental parameters and their variability at the lunar distances using a twin spacecraft of ARTEMIS with high-resolution data in the Faculty of Aeronautics and Astronautics at Istanbul Technical University. In addition, it is a leader study in its field in Turkey. The findings of this study do not only contribute to aerospace engineers to understand the environment for near lunar missions and the spacecraft will be exposed to but also will give an insight to space physicists about the global character of the magnetotail and its response to varying factors at lunar distances. Moreover, in the increasingly space dependent age of technological advancements, this study serves as an example how one can extract real and useful information from different but continuous and massive data sets by using the modern analysis techniques and make them useful for the community.