Estudo sobre reconexão magnética na magnetopausa terrestre por meio de simulação MHD 3D BATS-R-US - Paulo Ricardo Jauer (2014)
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 -10nT para -30nT, 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.