Study of solar wind plasma flow interaction with the Moon

Abstract

В данной работе была исследована статистическая связь между данными двух разных методов отображения магнитных аномалий на Луне: восстановлением магнитного поля по сферическим гармоникам из работы [Tsunakawa, 2015] и наблюдением коэффициента отражения протонов космической плазмы от поверхности из работы [Lue, 2011]. Была исследована зависимость коэффициента отражения от величины магнитного поля, сосчитана её линейная корреляция для разных областей и высот, а также была совершена попытка аппроксимировать данную зависимость кривой. В целом, увеличение магнитного поля приводит к существенному возрастанию коэффициента отражения. Коэффициент корреляции имел максимум на высотах (25-30км, вероятно, вертикальный размер минимагнитосфер). Также было замечено, что поток отраженной плазмы состоит из двух характерных составляющих: нормальной компоненты (отражение от поверхности, доминирующее в областях малых полей <5нТ) и аномальной (отражение от магнитных аномалий, доминирующее на больших полях >40нТ). Для малых и средних магнитных полей (до 100нТ) распределение приближенно можно аппроксимировать гиперболическим тангенсом, который приближенно задает характерные величины аномального (~10%) и нормального (~0,03-0,07%) отражений, а также переход между ними.

This work investigates the correlation between two datasets which are used to study the so-called Lunar Magnetic Anomalies (LMAs). The first dataset is a global spherical model of Lunar magnetic developed by [Tsunakawa, 2015], whereas the second dataset measures reflection of solar wind ions [Lue, 2011]. Dependence of reflection coefficient from model magnetic field was studied with altitude for different geographical areas (large and low B regions), also a nonlinear regression was developed based on hyperbolic tangent approximation for reflection coefficient. As expected, large B regions have considerably more pronounced flux of scattered ions. The correlation between magnetic field model and reflection coefficient peaks at ~25-30 km above Lunar surface, which likely corresponds to vertical extent of the formed mini-magnetospheres. Flux of reflected ions contains two extremely different components (which are resolved by reflection coefficient), namely 1) uniform anti-streaming scattered component with «1% reflection coefficient nearly independent of magnetic field (dominates for surface B<5 nT) and 2) anomalous component which is pronounced for surface B>40 nT and which increases with magnetic field. In the middle B field range (0… 100 nT) the reflection coefficient grows as a shifted hyperbolic tangent function from a uniform value of ~0.03-0.07% (near 0 magnetic fields) up to ~10% (anomalous reflection component typical for large >100 nT surface magnetic fields).