Взаимодействие МГД разрывов в солнечной и космической плазме

• Автор: Гриб, Сергей Анатольевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2001
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 338 с. : ил

Введение

ВВЕДЕНИЕ

§1. ИСТОРИЯ ВОЗНИКНОВЕНИЯ РАССМАТРИВАЕМЫХ ПРОБЛЕМ

Солнечно-земные связи, определяемые корональными и межпланетными ударными волнами, играют важную роль в динамических процессах, происходящих в короне Солнца, солнечном ветре и в магнитосфере Земли. В настоящее время им уделяется значительное внимание в связи с работой по совместной европейско - американской программе СОХО и с разработкой прогноза “космической погоды”. Теперь уже ясно, что плазменные структуры солнечной атмосферы тесно связаны с явлениями в солнечном ветре и во многом определяют поведение геомагнитного поля и ионосферы Земли. В частности, известно, что внезапное начало геомагнитных бурь может вызываться сильными разрывами солнечного ветра, такими, как быстрые ударные волны солнечного ветра [1,2,3] и тангенциальные разрывы [4] .
Еще в 1859 году Кэррингтон указал на появление сильного геомагнитного возмущения через сутки после регистрации на Солнце локального увеличения яркости, лучше всего наблюдаемого в линии На, которое через много лет стало называться солнечной вспышкой.
Уже первые наземные наблюдения солнечных вспышек и последующих сильных возмущений магнитного поля Земли, названных геомагнитными бурями, привели ученых к мысли о том, что причиной этих явлений могут служить процессы, связанные с деятельностью Солнца.
В 1896 году норвежский ученый Биркеланд [5] высказал предположение, что полярные сияния и геомагнитные бури вызываются приходом к Земле частиц одного заряда, выброшенных с поверхности Солнца. Эта теория, впоследствии развитая Штермером, подверглась серьезной критике в связи с
Введение

тем, что длительное существование потока заряженных частиц невозможно из-за электростатического отталкивания.
В 30-х годах XX столетия Чепмен и Ферраро [б] выдвинули теорию, согласно которой происхождение геомагнитных бурь объяснялось действием отдельных потоков солнечного газа или плазмы, испускаемых в период усиления солнечной активности. При этом предполагалось, что межпланетное пространство есть вакуум, который заполняется корпускулярными потоками лишь во время активных процессов на Солнце. Эти потоки и считались причиной глобальных возмущений полости, названной впоследствии Голдом магнитосферой Земли, и геомагнитных бурь.
Согласно Чепмену [7], геомагнитные бури классифицируются по двум основным типам: бури с внезапным началом и бури с постепенным началом. Наступление геомагнитной бури первого типа характеризуется внезапным ростом величины горизонтальной компоненты геомагнитного поля почти одновременно на всех низко- и средне-широтных геомагнитных обсерваториях в виде импульса, называемого внезапным началом (88С). Буря с постепенным началом не имеет внезапного начала. Известно также, что типичная буря первого типа имеет начальную фазу, главную фазу и фазу восстановления, причем начальная фаза характеризуется повышенным уровнем геомагнитного поля, а главная фаза - большим спадом уровня.
Теория Чепмена - Ферраро о происхождении геомагнитных бурь была в дальнейшем развита Мартином [8] на основе использования гидродинамической аналогии. Он пришел к выводу, что корпускулярные потоки полностью замыкают образующуюся вокруг Земли магнитосферу, и проблема взаимодействия этих потоков с геомагнитным полем аналогична проблеме установившегося движения жидкости вокруг погруженного в нее тела.
Введение

Впервые вывод о динамическом характере межпланетной среды или о постоянном истечении солнечной плазмы в виде солнечного ветра был сделан Бирманом [9] на основе наблюдения комет.
Позднее Паркер [10,11], пользуясь гидродинамической аналогией, доказал, что солнечная корона непрерывно расширяется и скорость расширения достигает на расстоянии нескольких радиусов Солнца от фотосферы величины, превышающей местную ионную скорость звука. Была построена сферически - симметричная модель, в которой объединенный эффект гравитационного поля Солнца, сферической симметрии потока и низкого давления межзвездной среды создает нечто вроде “сопла” в сверхкритических условиях.
В настоящее время известно, что существуют несколько видов истечения солнечной плазмы: 1) непрерывное истечение из солнечной короны над низкоширотной областью Солнца в виде спокойного солнечного ветра со скоростью 300-400 км/сек; 2) истечение ускоренных потоков солнечного ветра из корональных дыр со скоростью порядка 700 км/сек; 3) краткий по времени выброс солнечной плазмы во время коронального выброса массы, когда-то называемый транзиентом. При этом солнечная плазма, обладающая большой электропроводностью, переносит с собой солнечное магнитное поле, вмороженное в нее. Именно корональные выбросы массы (или СМЕ), вызывая появление магнитных бутылок в потоке солнечного ветра, служат причиной развития геомагнитных бурь.
Еще наблюдения потоков плазмы, осуществленные с помощью межпланетной станции “Маринер-2 “ в 1962 году, и измерения, проведенные на советских спутниках, позволили сделать вывод о том, что поток солнечного ветра существует практически постоянно и его скорость близка к величине, предсказываемой на основе теории Паркера [12] .
Введение

Обсуждается использование построения поляр отраженной ударной волны и волны разрежения с обнаружением ее пересечения с полярой преломленной волны. Точка пересечения соответствует равенству полных давлений и углов наклона скоростей сверху и снизу от тангенциального разрыва и, следовательно, для волн, соответствующих этой точке, граничные условия выполняются.
Шестой параграф посвящен рассмотрению и решению задач, связанных с конкретными случаями взаимодействия быстрых ударных волн с тангенциальными разрывами в короне Солнца. Показывается, что солнечная быстрая ударная волна преломляется в плотную верхнюю область коронального стримера, пройдя через граничную поверхность, представляемую в виде тангенциального разрыва, как медленная ударная волна только в том случае, если внутри стримера имеется поток плазмы, направленный от Солнца и имеющий скорость, много большую, чем скорость плазмы вне стримера, и сравнимую со скоростью распространения ударного возмущения. Если внутри стримера происходит сильное возрастание величины плотности плазмы и незначительное изменение скорости потока, то в рамках модели МГД тангенциального разрыва необходимость сохранения величины полного давления приводит при условии роста плотности плазмы к сильному уменьшению (практически до нуля) величины магнитного поля внутри стримера, что создает невозможность распространения внутри него медленных ударных волн, для существования которых необходимо присутствие достаточно сильного магнитного поля. При этом конкретные значения начальных параметров не влияют на этот вывод.
Изучение взаимодействия солнечной быстрой ударной волны 5+ с границей корональной полости, находящейся внутри стримера и представляемой в виде тангенциального разрыва Т с уменьшением величины