Источники, структура и эволюция крупномасштабного магнитного поля гелиосферы

• Автор: Коржов, Николай Павлович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1983
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 207 c. : ил

ГЛАВА 1. НАБЛЮДЕНИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА СОЛНЦЕ И В MESПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ. СОПОСТАВЛЕНИЯ И МОДЕЛИ

1.1 Конфигурация силовых линий межпланетного магнитного поля

1.2 Величина межпланетного магнитного поля

1.3 Секторная структура ММП и ее вариации

1.4 Магнитное поле Солнца нак звевды

1.5 Особенности крупномасштабных магнитных полей на Солнце

1.6 Основные модели крупномасштабной структуры магнитного поля гелиосферы и ее источников на Солнце
Глава II. ГЛОБАЛЬНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ СОЛНЦА, СТРУКТУРА ПЛОТНОСТИ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ И КОНФИГУРАЦИЯ МЕ1ПЛАНЕТН0Г0 ТОКОВОГО СЛОЯ
2.1 Метод определения конфигурации межпланетного токового слоя на основе регулярных наблюдений солнечной короны на спут* нике 050-7
2.2 Конфигурация гелиосферного тонового слоя и структура плотности солнечной короны' по данным наземных наблюдений

2.3 Сверхкрупномасштабное или глобальное магнитное поле Солнца

2.4 Изменения конфигурации гелиосферного токового слоя с расстоянием
2.5 Топология магнитных силовых линий в системе Солнце « межпланетная среда
2.6 Связь полученного распределения полярностей глобального магнитного поля с наблюдениями магнитного поля Солнца как звезды
Глава III. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ПОЛЯРНОСТЕЙ ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА И КОНФИГУРАЦИЯ МЕ1ПЛАНЕТН0Г0 ТОКОВОГО СЛОЯ В

1971-1978 г.г;
3.1 Общая характеристика каталога

Зі2 Карты полярностей глобального магнитного поля Солнца и конфигурация гелиосферного токового слоя в 1971-1978 г,г,
3.3 Проверка полученных результатов по данным наблюдений ММП
3,4 Сравнение найденного распределения полярностей глобального магнитного поля Солнца с результатами расчетов магнит3.5 Особенности глобального магнитного поля Солнца нак основная причина искривления конфигурации гелиосферного токового слоя
Глава IV. ВАРИАЦИИ КРУПНОМАСШТАБНОЙ СТРУКТУРЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
ГЕЛИОСФЕРЫ И ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА
4.1 Быстрые изменения крупномасштабной структуры магнитного поля в системе Солнце - межпланетная среда
4.2 Эволюция гелиосферного токового слоя в цикле солнечной активности
4.3 Концепция динамичного глобального магнитного поля Солнца
4.4 Переполюсовка полярных магнитных полей в свете полученных результатов
4.5 Подтверждение найденной схемы эволюции глобального магнитного поля Солнца и гелиосферного токового слоя наблюдениями долговременных изменений структуры солнечной короны
4.6 Сравнение развиваемой концепции с другими моделями
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
на космическом аппарате "Пионер-11"

ного поля на поверхности источника

] ЛИТЕРАТУРА

1. ВВЕДЕНИЕ
Солнце предоставляет нам уникальную возможность детального исследования физических явлений на поверхности звезды и в окружающем ее пространстве, И хотя многие из этих явлений не имеют еще хорошо обоснованного физического истолкования, общие контуры картины, возникающей при взаимодействии расширяющейся атмосферы звезды с ее собственным магнитным полем, принимают все более определенные очертания,
В настоящее время общепризнано, что солнечный ветер - это главный фактор, определяющий условия в межпланетном пространстве|^1~
14^, Плазма солнечного ветра начинает свое движение от Солнца и, постепенно ускоряясь до высоких ( ~ 5*10^ см/с) сверхзвуковых скоростей, заполняет гелиосферу « по определению область вокруг Солнца, в которой доминирует солнечный ветер. Вследствие высокой проводимости солнечный ветер вытягивает "вмороженные11 в него силовые линии магнитного поля Солнца, образуя межпланетное магнитное поле (ММП) или магнитное поле гелиосферы. Из-за вращения Солнца силовые линии ММП имеют характерный вид спиралей Архимеда, Наличие волн и неоднородностей течения плазмы солнечного ветра приводит к отклонениям от идеальной спиральной геометрии.
Исследования магнитного поля гелиосферы представляют значительный интерес, в основном, по следующим причинам.
Во-первых, магнитное поле гелиосферы есть доступный для детального изучения пример физических процессов, происходящих в окрестностях намагниченной звезды при наличии истечения. Здесь на первом плане чисто астрофизические аспекты проблемы.
Во-вторых, магнитное поле гелиосферы отражает характеристики крупномасштабных магнитных полей на Солнце и их эволюцию. Отсюда возникает вполне разумная идея об использовании данных по магни-

дели Хансена и др. £и4,115]начинаются с мелко- и среднемасштабных образований в результате взаимодействия этих образований с полярными полями, тогда как в модели Свалгарда и др.[и7] секторная граница возникает в результате взаимодействия сверхнрупномас-штабных магнитных структур, занимающих ^0,5 площади всей солнечной поверхности.

Отметим, что в модели Свалгарда и др. предполагается отдельное и, в некотором смысле, независимое существование полярных магнитных полей Солнца и отдельно существование гипотетических секторных магнитных полей на более низких широтах. Предполагается, что граница раздела противоположных полярностей секторных полей ориентирована приблизительно в направлении северо-юг, как в модели Вилкокса и др. (см.рисЛ«10)., а комбинация этих секторных полей с полярными магнитными полями дает картину, изображенную в левой или правой части рис. 1,12 в зависимости от знаков полярных полей, Для фазы максимума солнечной активности полярные магнитные 1 поля ослабевают до нуля и в модели Свалгарда и др. [Н7] остаются только секторные поля с границей раздела полярностей, проходящей от одного полюса до другого, как изображено в средней части рис. 1,12. Соответственно этому и секторные границы МП в межпланетном пространстве должны проходить от полюса до полюса в годы максимума солнечной активности. Однако зависимость доминирующей полярности ММП от гелиографической широты (эффект Розенберг а-Колемана), которую следует ожидать из этой модели, оказывается намного слабее, чем показывают наблюдения £б9~73]. Для1 снятия этого противоречия в рамках модели Свалгарда и др. было сделано дополнительное предположение ^117,119] о сильном сжатии | конфигурации межпланетного токового слоя к плосности солнечного | экватора так, что вблизи орбиты.Земли слой оказывается заклго-■ ченннм в значительно более узком диапазоне гелиографических ши-