Interaksi Antara Gelembung Foreshock dan Anomali Aliran Panas yang Terbentuk Sepanjang Diskontinuitas Rotasi yang Sama
Abstrak
Ketidaksinambungan arah angin surya dapat menghasilkan struktur mesoskala sementara seperti gelembung gempa bumi dan anomali aliran panas (HFA) di hulu guncangan haluan Bumi. Struktur ini dapat berdampak global pada ruang dekat Bumi, jadi memahami kondisi pembentukannya sangat penting. Kami menyelidiki pembentukan transien gempa bumi pada ketidaksinambungan rotasi menggunakan simulasi hibrida-Vlasov 2D global. Seperti yang diharapkan, gelembung gempa bumi terbentuk di sisi diskontinuitas yang menghadap matahari. Kemudian, ketika ketidaksinambungan mencapai guncangan, struktur baru yang diidentifikasi sebagai HFA terbentuk, meskipun ketidaksinambungan awal tidak mendukung pembentukan HFA. Kami menunjukkan bahwa gelembung gempa bumi menyediakan kondisi yang diperlukan untuk pembentukannya. Kami kemudian menyelidiki evolusi struktur transien dan deformasi guncangan haluan skala besar yang ditimbulkannya. Hasil kami memberikan wawasan baru tentang pembentukan dan evolusi transien gempa bumi dan dampaknya pada guncangan.
Poin-poin Utama
Ketidaksinambungan medan magnet satu arah dapat menghasilkan beberapa jenis transien foreshock
Gelembung foreshock dapat mengubah diskontinuitas penggeraknya dan menciptakan kondisi yang menguntungkan bagi pembentukan anomali aliran panas
Deformasi dan erosi bow shock disebabkan oleh perubahan parameter angin surya hulu dalam transien foreshock.
Ringkasan Bahasa Sederhana
Medan magnet Bumi meluas ke luar angkasa dan membentuk perisai magnetik, magnetosfer, yang melindungi planet kita dari partikel yang berasal dari Matahari. Aliran partikel ini, angin matahari, membawa serta medan magnet matahari dan memenuhi seluruh tata surya. Perubahan mendadak dalam medan magnet matahari dapat menyebabkan partikel terakumulasi di wilayah kecil di luar angkasa, menciptakan struktur sementara yang tumbuh dengan cepat, dalam beberapa menit, hingga ukuran yang sebanding dengan Bumi atau bahkan lebih besar. Ketika struktur ini berdampak pada magnetosfer Bumi, struktur ini menyebabkan gangguan seperti osilasi garis medan magnet Bumi atau pencerahan aurora. Di sini, kami menggunakan model superkomputer untuk lebih memahami bagaimana struktur ini terbentuk. Kami menunjukkan bahwa beberapa di antaranya dapat tumbuh ketika satu putaran medan magnet angin matahari mencapai ruang dekat Bumi karena struktur pertama memodifikasi lingkungannya, memungkinkan lebih banyak partikel untuk terakumulasi. Saat bergerak menuju Bumi, struktur ini mencapai guncangan haluan, yang memperlambat angin matahari sebelum menghantam magnetosfer. Bagian guncangan yang terdampak oleh struktur tersebut mengalami deformasi dan melemah. 1 Pendahuluan
Transien foreshock merupakan struktur skala mesoskala, dengan ukuran mulai dari beberapa panjang inersia ion hingga lebih dari sepuluh jari-jari planet, yang dihasilkan oleh proses kinetik ion di hulu guncangan tanpa tabrakan (Zhang et al., 2022 ). Transien ini telah diamati pada guncangan di seluruh tata surya (Omidi, Collinson, & Sibeck, 2020 ; Valek et al., 2017 ; Zhang et al., 2022 ), dan memainkan peran penting dalam percepatan partikel (Liu et al., 2019 ; Raptis et al., 2025 ; Turner et al., 2018 ; Wilson et al., 2016 ). Di Bumi, transien foreshock juga mengganggu magnetosfer secara signifikan (Kajdič et al., 2024 ). Oleh karena itu, mengungkap mekanisme pembentukan transien foreshock sangat penting untuk memahami dinamika guncangan tanpa tabrakan dan dampaknya terhadap ruang dekat Bumi.
Beberapa transien foreshock dihasilkan secara spontan dalam foreshock ion, wilayah yang meluas ke hulu dari bow shock quasi-paralel dan diisi dengan partikel suprathermal yang mengalir balik (Blanco-Cano et al., 2009 ; Eastwood et al., 2005 ; Wilson, 2016 ; Zhang et al., 2022 ). Struktur terbesar, gelembung foreshock dan anomali aliran panas (HFA), bagaimanapun juga disebabkan oleh konsentrasi ion suprathermal pada diskontinuitas arah angin surya (Omidi et al., 2010 ; Schwartz et al., 1985 ; Zhang et al., 2022 ). Anomali aliran panas terbentuk ketika diskontinuitas memotong kejutan busur dan medan listrik konveksi menunjuk ke diskontinuitas pada setidaknya satu sisi, menyalurkan ion suprathermal ke dalam struktur (Schwartz, 1995 ; Zhao et al., 2017 ). Sebaliknya, gelembung foreshock tumbuh saat diskontinuitas bergerak melalui foreshock, dan tidak ada persyaratan pada orientasi medan listrik motional (Archer et al., 2015 ; Omidi et al., 2010 ; Turner et al., 2013 ). Perubahan arah medan magnet melintasi diskontinuitas memungkinkan ion foreshock terakumulasi di sisi matahari. Kedua jenis struktur dicirikan oleh inti kepadatan rendah yang diisi dengan plasma panas, di mana angin matahari dibelokkan secara signifikan. Perluasan inti ini menghasilkan pembentukan daerah kompresi, di sisi matahari hanya untuk gelembung foreshock, dan di satu atau kedua sisi untuk HFA. Jika ekspansi lebih cepat dari kecepatan magnetosonik cepat, tepi terkompresi ini menjadi guncangan (Zhang et al., 2022 ).
Awalnya diduga bahwa gelembung foreshock didorong semata-mata oleh diskontinuitas rotasional (Turner et al., 2013 ), sementara HFA dikaitkan dengan diskontinuitas tangensial (Schwartz et al., 2000 ). Pengamatan kini telah mengungkapkan bahwa gelembung foreshock dapat dibentuk oleh kedua jenis diskontinuitas (Liu et al., 2015 ), dan ini telah dikonfirmasi oleh simulasi (Vu et al., 2022 ; Wang et al., 2021 ). Mengenai HFA, sejauh pengetahuan kami hanya ada satu laporan observasional dari struktur semacam itu yang dikaitkan dengan diskontinuitas rotasional (Liu et al., 2016 ). Lebih jauh, simulasi numerik oleh Omidi, Lee, et al. ( 2020 ) dan Omidi, Collinson, dan Sibeck ( 2020 ) menunjukkan bahwa gelembung foreshock dan HFA dapat terbentuk di sepanjang diskontinuitas rotasi yang sama saat berinteraksi dengan guncangan dan foreshock. Namun, penelitian ini tidak mengeksplorasi mekanisme fisik yang bertanggung jawab atas pembentukan HFA.
Kami menggunakan model Vlasiator (Palmroth et al., 2018 ) untuk mempelajari pembentukan transien foreshock. Vlasiator telah digunakan secara luas untuk mempelajari proses foreshock, seperti gelombang foreshock (Palmroth et al., 2015 ; Turc et al., 2018 , 2019 , 2023 ) dan transien foreshock spontan (Blanco-Cano et al., 2018 ; Tarvus et al., 2021 ). Di sini, diskontinuitas rotasi yang merambat ke bumi disuntikkan ke domain simulasi dua dimensi (2D). Seperti yang diharapkan, interaksi diskontinuitas dengan ion foreshock menciptakan gelembung foreshock. Namun, kami menunjukkan bahwa diskontinuitas yang sama juga menghasilkan HFA saat menyapu sepanjang kejutan busur kuasi-paralel. Kami menunjukkan bahwa pembentukan HFA dimungkinkan oleh gelembung gempa pendahuluan, dan kami menyelidiki evolusi kedua struktur dan dampaknya terhadap guncangan.
2 Model Simulasi dan Deskripsi Prosesnya
Close-up dari domain simulasi yang mengilustrasikan empat tahap berbeda dari evolusi transien foreshock. Kolom kiri menunjukkan kepadatan proton, dinormalkan ke nilai angin surya, kolom kedua menunjukkan suhu proton yang dinormalkan ke nilai angin surya, kolom ketiga menunjukkan komponen kecepatan massal proton dan kolom keempat kekuatan medan magnet, dinormalisasi ke kekuatan medan magnet antarplanet.
(a–c) Peta warna dari komponen medan listrik total dalam close-up pada gelembung kejutan dan foreshock, di (sebelum diskontinuitas mencapai guncangan), 445 dan 485 s. Garis putus-putus di panel a–c digambar di mana berubah dari positif menjadi negatif dalam gelembung foreshock. Kontur cyan menggambarkan di mana Dan MK. Panel sisanya ditunjukkan di s. (d) dan (e) Dan komponen kerapatan arus; (f) komponen medan listrik Hall; (g) Kecepatan plasma ; (h) medan magnet dan (i) komponen konveksi listrik .
Akhirnya, kami menyelidiki dampak transien foreshock pada bow shock. Kami menggunakan dua proksi untuk posisi shock, berdasarkan properti plasma lokal, sama seperti dalam Battarbee et al. ( 2020 ): (a) kompresi shock, dengan ambang batas yang ditetapkan di mana kerapatan proton mencapai dua kali kerapatan angin surya, dan (b) pemanasan inti angin surya hingga tiga kali nilai awalnya (Wilson et al., 2014 ). Ambang batas ini digambarkan dengan garis abu-abu muda dan oranye pada Gambar 3. Kriteria pada bilangan Mach magnetosonik dalam Battarbee et al. ( 2020 ) tidak digunakan karena memerlukan penentuan arah normal shock. Di sini, bentuk shock yang tidak teratur setelah dampak transien, serta keberadaan shock gelembung foreshock itu sendiri, mencegah kami menerapkan kecocokan polinomial untuk menghitung arah normal shock (Battarbee et al., 2020 ). Sebelum diskontinuitas mencapai bow shock (Gambar 3a ), kedua kontur cukup sesuai satu sama lain, meskipun deviasi hingga beberapa jari-jari Bumi terlihat di beberapa tempat, konsisten dengan Battarbee et al. ( 2020 ). Wilayah terkompresi yang menghadap matahari dari gelembung foreshock juga digambarkan dengan jelas oleh kontur abu-abu muda pada Gambar 3a dan 3b , tetapi pada waktu berikutnya hanya sebagian saja yang mencapai dua kali kepadatan angin matahari (Gambar 3c dan 3d ), yang lagi-lagi menunjukkan melemahnya struktur.
Close-up dampak transien foreshock pada bow shock. (a–d) Kepadatan proton pada empat waktu berbeda dalam simulasi. Kontur berwarna adalah proksi posisi guncangan: kepadatan proton mencapai dua kali kepadatan angin surya (abu-abu muda) dan suhu inti mencapai tiga kali suhu angin surya (oranye). (e) dan (f) bilangan Mach magnetosonik pada dan 550 detik.
4 Diskusi dan Kesimpulan
Studi ini menunjukkan bahwa baik gelembung foreshock maupun HFA, atau lebih tepatnya beberapa HFA yang kemudian bergabung, dapat terbentuk di sepanjang diskontinuitas rotasi yang sama. Munculnya beberapa transien pada diskontinuitas tunggal telah dilaporkan sebelumnya dalam simulasi oleh Omidi, Collinson, dan Sibeck ( 2020 ) dan Omidi, Lee, et al. ( 2020 ). Mirip seperti dalam pengujian kami, tidak ada komponen medan listrik yang mengarah ke diskontinuitas dalam kondisi awal yang digunakan dalam karya-karya ini. Mekanisme yang kami usulkan di sini kemungkinan juga berlaku dalam simulasi ini. Orientasi IMF yang berbeda sebelum dan sesudah diskontinuitas, serta arah normal diskontinuitas yang berbeda, digunakan dalam setiap kasus, yang menunjukkan bahwa hal ini bukan karena geometri yang sangat spesifik, tetapi bisa jadi merupakan kejadian umum. Lebih jauh, karya Omidi, Collinson, dan Sibeck ( 2020 ) didasarkan pada simulasi 3D, sehingga mengesampingkan kemungkinan pembentukan HFA bisa jadi merupakan artefak geometri 2D kami.
Kami menemukan bahwa pembentukan HFA dimungkinkan oleh gelembung foreshock itu sendiri. Seperti dalam Omidi, Collinson, dan Sibeck ( 2020 ), kami mencatat bahwa diskontinuitas melebar menjadi struktur yang lebih kompleks dan bahwa dua HFA terbentuk di mana dua rotasi medan mencapai bow shock. Kami menunjukkan bahwa medan listrik bertemu dalam dua lembar arus ini karena arus yang digerakkan oleh ion foreshock, yang menciptakan loop umpan balik positif yang memungkinkan konsentrasi ion suprathermal lebih lanjut. Medan listrik yang bertemu didominasi oleh medan listrik konveksi, tetapi medan Hall tidak dapat diabaikan dan kemungkinan juga berkontribusi pada pertumbuhan HFA. Namun, ada kemungkinan bahwa untuk orientasi diskontinuitas lainnya, pembentukan HFA malah dapat ditekan, seperti yang ditunjukkan dalam Vu et al .
Setelah diskontinuitas mencapai bow shock dan HFA mulai tumbuh, deviasi terkuat dari parameter plasma ditemukan dalam HFA, konsisten dengan Omidi, Lee, et al. ( 2020 ). Hal ini tidak hanya disebabkan oleh pembentukan HFA, tetapi juga oleh tanda-tanda gelembung foreshock yang melemah sejak saat itu dalam simulasi. Evolusi ini sesuai dengan tahap remisi dalam skenario dua fase yang diusulkan oleh Liu et al. ( 2016 ) berdasarkan pengamatan multititik. Setelah tahap pertumbuhan awal, perluasan gelembung foreshock berlanjut, tetapi ion foreshock yang terkonsentrasi tidak lagi menyediakan energi yang cukup untuk mempertahankan percepatan semua plasma angin surya ke kecepatan aliran selubung gelembung foreshock (dalam kerangka angin surya) (Liu et al., 2016 ). Energi ekspansi disediakan oleh energi kinetik ion foreshock. Kepadatan energi kinetik paling besar berada di tepi foreshock yang menghadap matahari, karena bilangan Mach yang lebih besar lebih dekat ke hidung bow shock dan karena balok yang sejajar dengan medan lebih cepat lebih dekat ke tepi foreshock (Kempf et al., 2015 ). Ketika diskontinuitas telah mencapai bow shock, ion suprathermal yang kemudian mempertahankan gelembung foreshock memiliki kepadatan energi kinetik yang lebih rendah. Selain itu, sebagian energi kemudian ditransfer ke pertumbuhan HFA. Ini mungkin menjelaskan mengapa struktur bertransisi ke tahap remisinya pada titik ini.
Pekerjaan sebelumnya telah menunjukkan bahwa transien foreshock dapat bertahan jauh ke sisi malam (Wang et al., 2018 ; Wang et al., 2020 ; TZ Liu, Wang, et al., 2020 ; Liu et al., 2021 ). Sementara kotak simulasi kami tidak menyertakan magnetotail, kami mencatat bahwa properti gelembung foreshock di tepi hilir domain masih sangat berbeda dari properti di angin surya sekitar dan foreshock. Evolusi serupa diamati dalam simulasi 3D oleh Wang et al. ( 2020 ) termasuk magnetotail: gelembung foreshock terus mengembang saat bergerak ke bawah ekor, sementara suhu di intinya menurun setelah peningkatan awal (lihat Gambar 2 di Wang et al. ( 2020 )). Ini mendukung fakta bahwa properti transien foreshock terus berevolusi saat bergerak melawan arah matahari, dan meskipun tanda-tandanya mungkin mulai membusuk lebih awal, mereka mempertahankan fitur-fiturnya yang dapat dibedakan.
Omidi, Lee, dkk. ( 2020 ) telah menyarankan bahwa guncangan busur dan tepi gelembung guncangan depan yang terkompresi dapat bergabung menjadi satu struktur pada sudut kerucut IMF yang besar. Di sini, fenomena serupa terjadi pada awalnya ketika tepi gelembung guncangan depan berinteraksi dengan guncangan busur subsolar, tetapi dengan cepat, guncangan sebenarnya ditemukan di antara posisi guncangan busur nominal dan guncangan gelembung guncangan depan. Perbedaan ini dengan penelitian oleh Omidi, Lee, dkk. ( 2020 ) kemungkinan besar disebabkan oleh sudut kerucut yang lebih rendah dalam simulasi kami (
dibandingkan dengan
). Mengidentifikasi posisi kejutan yang tepat merupakan tantangan, karena pemanasan plasma dan penipisan kepadatan yang terkait dengan transien foreshock menyebabkan proksi posisi kejutan tidak saling bertentangan secara signifikan, yang menunjukkan bahwa kriteria tambahan atau evaluasi silang yang lebih rinci dari yang disarankan dalam Battarbee et al. ( 2020 ) diperlukan dalam keadaan ini.
Simulasi MHD menunjukkan bahwa dampak lempengan angin surya dengan kepadatan rendah menyebabkan guncangan tersebut menonjol keluar secara lokal, sehingga menciptakan tanda-tanda seperti HFA di/hilir guncangan (Lu et al., 2024 ; Sibeck et al., 2025 ). Mekanisme MHD yang sama kemungkinan beroperasi dalam simulasi kami, yang berkontribusi pada
dan peningkatan suhu di hilir guncangan (Gambar 1j dan 1k dan 1n-1o ). Akan tetapi, pembentukan beberapa HFA dalam simulasi kami, yang dikaitkan dengan lembaran arus di hulu, menunjukkan bahwa proses kinetik sedang berlangsung. Memisahkan kontribusi relatif dari mekanisme ini akan dibahas di masa mendatang.
Karena transien foreshock berkembang di sisi dalam simulasi kami, geoefektivitasnya terbatas. Jika terbentuk di wilayah subsolar, HFA yang didorong oleh gelembung foreshock dapat memperkuat dampak gelembung foreshock, dalam menciptakan variasi tekanan dinamis yang lebih kuat. Dalam beberapa geometri, HFA dan gelembung foreshock juga dapat terpisah, karena gelembung foreshock bergerak pada kecepatan angin matahari sementara HFA menyebar dengan diskontinuitas penggeraknya (Turner et al., 2013 ). Hal ini dapat mengakibatkan lebih banyak efek geo global, yang akan diselidiki dalam simulasi lainnya.
Akhirnya, hasil kami mengenai pembentukan berbagai jenis transien pada satu diskontinuitas menyiratkan bahwa tergantung pada posisi wahana antariksa yang mengamati, seseorang dapat mencapai kesimpulan yang berbeda tentang sifatnya. Pengamatan multi-titik transien foreshock dengan pemisahan wahana antariksa yang cukup besar akan memberikan informasi penting tentang pembentukan dan interaksi antara beberapa transien ini. Simulasi kami menunjukkan bahwa pemisahan wahana antariksa dari beberapa
diperlukan untuk menyelidiki gelembung gempa awal dan HFA secara bersamaan. Pengamatan oleh THEMIS pada tahun 2008–2009 dan Cluster pada tahun 2018–2019 memberikan pemisahan yang sesuai dan dapat ditinjau kembali untuk mencari kejadian kandidat. Pengukuran di dekat gempa awal harus dilengkapi dengan data angin surya hulu untuk menilai apakah medan listrik mengarah ke diskontinuitas sebelum pembentukan gelembung gempa awal, karena jika tidak, sifat HFA akan serupa terlepas dari mekanisme pembentukannya.
