Происхождение, структура и геоэффективность высокоскоростных спорадических потоков в солнечном ветре

• Автор: Богданова, Светлана Петровна
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 200 с.

Оглавление

Введение
Глава 1. Обзор литературы
1.1. Фоновый солнечный ветер
1.2. Высокоскоростной солнечный ветер
1.2.1Квазистационарные потки
1.2.2 Спорадические высокоскоростные потоки
1.3. Межпланетные ударные волны
1.3.1 Межпланетные ударные волны, обнаруженные по наблюдениям плазмы
1.3.2 Экспериментальные исследования плазмы и магнитного поля за фронтом ударной волны
1.3.3 Теоретические модели межпланетных ударных

1.3.4 Структура вспышечного потока
1.4. Солнечные вспышки
1.5. Механизм генерации вспышки
1.5.1 Модель солнечной вспышки
1.5.2 Магнитное пересоединение
1.5.3 Модель солнечной вспышки по
экспериментальным данным
Выводы к главе

Глава 2. Характеристики высокоскоростных потоков
в зависимости от особенностей магнитного поля
в области вспышки и от положения вспышки
на диске Солнца
2.1. Экспериментальные данные
2.2. Магнитное поле в теле потока и на Солнце
в области вспышки
2.3. Время пробега ударной волны и тела потока в зависимости от положения вспышки на диске Солнца
2.4. Структура вспышечного потока в зависимости от
положения источника на диске
2.4.1. Модель Спрайтера
2.4.2. Модель переходной области вспышечного
потока
2.4.3. Профили В(1), Т(I), п(1),/(1) в потоках, связанных со вспышками в восточном и западном полушариях Солнца
2.5. Методика расчета крупномасштабных фотосферных
магнитных полей на Солнце в области вспышки
Выводы к главе
Глава 3. Эволюция высокоскоростных потоков на пути
от Солнца до Земли
3.1. Время пробега ударной волны и тела потока
в зависимости от конфигурации магнитных полей в солнечном ветре
3.2. Характерное расстояние затухания Г и начальная

скорость Vo вспышечного потока в зависимости от длительности и от взаимной ориентации магнитных полей в теле потока и в сжатом солнечном ветре
3.3. Параметры вспышечных потоков в зависимости от ориентации магнитных полей в теле потока и в
сжатом солнечном ветре
3.4. Параметры вспышечных потоков в зависимости от ориентации магнитных полей в области вспышки
Выводы к главе
Глава 4. Геоэффективность высокоскоростных потоков
4.1. Положение вспышки на диске Солнца и геоэффективность вспышечных потоков
4.2. Геоэффективность вспышечных потоков в зависимости от конфигурации магнитных полей в солнечном ветре и
на Солнце в области вспышки
4.3. Влияние положения вспышки на диске Солнца и взаимной ориентации магнитных полей в солнечном ветре
на развитие геомагнитных возмущений
Выводы к главе
Заключение
Литература

Поскольку протонная теплопроводность относительно мала, протонная компонента солнечной короны если не учитывать ее дополнительного нагрева альвеновскими волнами, расширяется почти адиабатически и, соответственно, быстро охлаждается. В тоже время, теплопроводность электронной компоненты (величина аее) относительно велика, в связи с чем температура последней падает с расстоянием от Солнца медленно, что в целом не противоречит экспериментальным данным (см. таб. 1.1). Столкновения между протонами и электронами (см. последние члены в правой части (1.24) и (1.25)) несколько сглаживают различие между Тр и Те. Однако, если частота столкновений мала, это различие оказывается большим на расстояниях, соответствующее орбите Земли; этот вывод иллюстрируется рис. 1. 3, НипсИтаиэеп [1972], на котором представлены результаты численного интегрирования системы уравнений (1. 22)-(1. 25). Кривая 1 соответствует одножидкостной модели, кривые 2 и 3 показывают изменение с расстоянием электронной и ионной температуры солнечного ветра в двухжидкостной модели без учета волновой компоненты в уравнении (1. 14). Как видно из рисунка, на орбите Земли (г = 215 Я?о) Тр « 4,4 • 103 К и Те » 3,4 • 105 К.
Таким образом, предполагаемая моделью температура протонов оказывается на порядок меньше, а температура электронов — вдвое больше реальной температуры частиц в солнечном ветре (см. табл. 1.1). Такое несоответствие теоретических и экспериментальных данных можно устранить, если принять во внимание дополнительную энергию, определяемую поглощением МГД волн. Как мы видели выше, дополнительная энергия, которая ускоряет и нагревает солнечный ветер скорее всего обеспечивается альвеновскими волнами которые, после частичного преобразования в магнитозвуковые волны, поглощаются протонной компонентой плазмы.