Вопросы теории бесстолкновительной плазмы солнечного ветра и хвоста магнитосферы Земли

• Автор: Садовский, Андрей Михайлович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2000
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 94 с. : ил.

Содержание
Введение
1 Ускорение солнечного ветра вследствие диссипации альвеновских волн
1.1 Введение
1.2 Вывод кинетического уравнения для альвеновских
волн в приближенцЩМймх фаз
1.3 Эволюция спектров альвеновских волн в процессе их
распространения
2 Квазилинейная релаксация ионизованных атомов межзвездного газа
2.1 Межзвездный ветер и подхваченные ионы
2.2 Генерация альвеновских волн ионизованным гелием
2.3 Приближение тонкого бисферического распределения
к распределению ионов по скоростям
2.4 Затухание альфвеновских волн из-за их рефракции
на неоднородностях солнечного ветра
3 Квазилинейная теория ионной вейбелевской неустойчивости в хвосте магнитосферы Земли
3.1 Модели срыва тока в хвосте магнитосферы
3.2 Постановка задачи и линейная теория
3.3 Квазилинейная теория
3.4 Моменты функции распределения

3.5 Выводы
Основные результаты

выводы 7
Список рисунков
1.1 Происхождение и свойства высокоскоростных потоков солнечного ветра
1.2 Средняя спектральная плотность энергии для раз-
ных значений расстояния от Солнца, полученная при измерениях на Гелиос 1 и Гелиос
1.3 Характеристики уравнения
2.1 Функции распределения подхваченных ионов гелия
и водорода и протонов солнечного ветра в системе координат, связанной с солнечным ветром
2.2 Бисферическое распределение подхваченных ионов
3.1 Пространственное распределение плазмы, магнитных
полей и электрических токов в земной магнитосфере
3.2 Схематическая картинка фаз суббури
3.3 Схематическое изображение, иллюстрирующее сис-
тему координат, направление магнитного поля, волнового вектора и скорости ионов
3.4 Нормированная токовая скорость ионов /г>о в зависимости от своего начального значения
3.5 Изменения перпендикулярной и продольной ионных
температур иТ{ в зависимости от токовой скорости
3.6 Полная энергия колебаний 8В2 как функция начальной токовой скорости

Обнаружение и определение параметров подхваченных ионов и нейтрального газа является непростой задачей. Это связано с многообразием и сложностью различных гелиосферных процессов. Нейтральные атомы межзвездного газа определялись по линиям поглощения в спектре солнечного ультрафиолетового излучения: атомарный водород Н в основном по первой линии Лаймана La с длиной волны А — 1216 А, а гелий по линии Hei (584 А) [40]. Только в 1985 году впервые прямыми измерениями со спутника АМРТЕ были обнаружены подхваченные ионы межзвездного гелия Не+и получена функция распределения этих ионов [87]. В 1992 году Глеклер и др. [61] на основе измерений прибора SWICS на борту космического аппарата Ulysses представили первое прямое обнаружение ионов межзвездного водорода Н+. Трудность в измерении параметров межзвездного водорода связана с тем, что на функцию распределения подхваченных ионов Н+ активно влияют протоны солнечного ветра. Измеренный энергетический спектр подхваченных ионов напрямую связан со скоростью их ионизации и плотностью нейтральных атомов [88, 89]. Именно поэтому важно знать, как изменяется функция распределения подхваченных ионов при их взаимодействии с межпланетным магнитным полем и ионами солнечного ветра. Кроме того, исследование этих процессов необходимо для определения параметров солнечного ветра в дальней гелиосфере.
В данной части работы мы будем использовать параметры подхваченных ионов межзвездного гелия, которые были измерены космическим аппаратом Ulysses [22, 62, 89]. Такое ограничение связано с тем, что параметры и функция распределения подхваченных ионов гелия Не+измерены точнее, т. к., как уже было отмечено, в отличие от функции распределения ионизованного водорода, на нее не накладываются параметры и функция распределения протонов солнечного ветра (рис. 2.1 [62]). Наблюдения были сделаны во время пролета Ulysses области коротации — области, где течения