Двухчастичные и многочастичные статистические модели потока солнечной плазмы

• Автор: Минькова, Наталья Романовна
• Шифр специальности: 01.02.05
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Томск
• Количество страниц: 131 с. : ил.

ГЛАВА 1. Обзор исследований по теме диссертации. Избранные вопросы современного состояния теории солнечного ветра
1.1. Модели статической короны
1.2. Механические модели солнечной короны
1.3. Современная теория солнечного ветра
ГЛАВА 2. Двухчастичная кинетическая модель солнечного ветра
2.1. Физическая и математическая постановка задачи
2.1.1. Одночастичные кинетические уравнения для электронов и протонов стационарного сферически симметричного солнечного ветра в отсутствии магнитного поля
2.1.2. Допущение о равновесном начальном состоянии плазмы
2.1.3. Бесстолкновительное приближение
2.1.4. Квазинейтральное бестоковое приближение
2.1.5. Предположение о статистической независимости движения электронов и протонов
2.1.6. Частицы межзвездного ветра и орбитальные частицы
2.2. Двухчастичная кинетическая модель квазинейтральной плазмы
2.2.1. Двухчастичная функция распределения
2.2.2. Плотность солнечного ветра
2.2.3. Скорость солнечного ветра
2.2.4. Замыкающие предположения о потенциале поля поляризации плазмы
2.2.5. Сравнение полученных теоретических результатов с данными наблюдений
Глава 3. «Нейтральная» двухчастичная кинетическая модель
солнечного ветра
3.1. Построение модели
3.2. Решение задачи
3.3. Сравнение двух моделей
3.4. «Нейтральная» модель в приложении к быстрому солнечному ветру
ГЛАВА 4. Многочастичный статистический подход к моделированию
солнечной бесстолкновительной плазмы
4.1. Статистическое описание потока частиц на основе совместной многочастичной функции распределения вероятности
4.2. Проверка предлагаемого подхода на решении тестовых задач
4.3. Многочастичная модель стационарного бесстолкновительного потока частиц одного сорта в гравитационном поле
4.4. Многочастичная модель стационарного бесстолкновительного потока квзинейтральной водородной плазмы в гравитационном поле
4.5. Выводы по главе
Заключение
Приложение
Список литературы
В настоящее время активно развиваются астрофизические приложения механики газа и плазмы. В частности, многие исследования, проводимые в этом направлении, посвящены моделированию расширяющегося потока плазмы, испускаемого Солнцем и получившего название солнечного ветра. Солнечный ветер характеризуется резким изменением параметров с увеличением гелиоцентрического расстояния. Его числовая плотность и температура изменяются в периоды низкой солнечной активности соответственно от значений порядка 1014 м'3 и 106К у основания короны до 106 м'3 и 105 К на уровне орбиты Земли. При этом скорость потока плазмы возрастает от почти нулевых значений до величин порядка 400-500 км/с. Вспышки на Солнце сопровождаются увеличением скорости солнечного ветра в 2-3 раза и соответствующим уменьшением его плотности. Такой характер потока солнечной плазмы ограничивает возможности приближения сплошной среды при его описании и приводит к необходимости применения методов статистической механики.
Актуальность изучения солнечного ветра обусловлена его воздействием на магнитосферу Земли. Возникающие в результате взаимодействия быстрого потока солнечной плазмы с геомагнитным полем возникают магнитные бури, оказывающие влияние на работу навигационных # систем (в частности, известны случаи потери связи и управления околоземными спутниками), электрических и магнитных приборов, линий электропередачи, здоровье людей, урожайность сельскохозяйственных культур и т.д. Необходимо учитывать также влияние солнечного ветра на бортовые системы космических аппаратов в межпланетном пространстве, на проводимые на их борту измерения. Все это обуславливает важность и актуальность изучения природы солнечного ветра, основных его
относятся к частицам атмосферы Солнца. Кинетическая энергия этих частиц меньше суммы потенциальных энергий гравитационного притяжения Солнца и поля поляризации плазмы:
е . < -Фу, Фу = —(тиуф± е\>), j = е,р. (2.41)
Другие, высокоэнергетические частицы, преодолевают эту потенциальную
яму и уходят на бесконечность (убегающие частицы). Эти две совокупности
характеристик образуют область определения 7) решения задачи (2.32), (2.33)
при г>1. Область £>, таким образом, описывается следующими
неравенствами, которые вытекают из (2.34)-(2.37), (2.40), (2.41):
£> = {о < м1е < йХе,-йге < иге < со;0 < и±р < й1р, -йгр <игр< оо ,(2.42)
где и1у. =,
2 е -ЛФ• „ 2 / _ г
— -2 , » ио=лЬ-(-фу-е±;)> Г=Г’ ф у=^Ф±е|/,
ДФу = фу0 - Фу, ]=е,р. Выражение ДЛЯ Мгу выведено из соотношения для кинетической энергии, определяющей потенциальный барьер: в; = -Фу . Для нахождения верхней границы мХу в равенства (2.34)-(2.35) подставлены

выражения и±у0 = м±у —, полученные из (2.36)-(2.37): го
еП + єіу + фу = 8 г/о + єх/2 + Фуо > (2-43)
откуда и получена связь тангенциальной и радиальной составляющих скоростей:
є„ - є„п - Ф ,0 + Ф,
Е = -д- 2., (2.44)

приводящая к ограничению (2.42) на область значений тангенциальной компоненты:
є„ - АФ,
(2'45)
Область определения решения £> при г > 1 изображена на рис. 1Ь как сечение множества характеристик (она ограничена сплошной линией и закрашена серым цветом).