Сильные возмущения солнечного ветра и динамика магнитосферы под их воздействием

• Автор: Бородкова, Наталия Львовна
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 133 с. : ил

ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение (Обзор литературы и постановка задачи)
Глава 1. Методика проведения плазменных измерений и обработки
данных на спутниках Прогноз-7, 8, 10 и Интербол-
1.1, Описание плазменных экспериментов и методики обработки данных на спутниках Прогноз-7,
1.1.1. Плазменный комплекс СКС-04 и интегральный детектор заряженных частиц малой энергии
1.1.2. Методика обработки данных
1.2. Описание комплекса научной аппаратуры спутника
Прогноз-
1.3.Методика проведения плазменных и магнитных измерений и обработка данных на спутнике ИНТЕРБОЛ-
1.3.1. Описание аппаратуры
1.3.2. Обработка данных прибора Электрон
1.4. Выводы
Глава 2. Вариации параметров солнечного ветра, связанные с межпланетными ударными волнами
2.1. Общая характеристика межпланетных ударных волн
2.2. Вариации кинетических параметров плазмы на фронте межпланетных ударных волн
2.3. Крупномасштабная структура течения плазмы за фронтом
ударной волны
2.4. Распространение межпланетных ударных волн
2.5. Энергетические характеристики ударных волн
2.6. Потенциальный барьер на фронте межпланетных ударных волн
2.7. Низкочастотное излучение на фронте межпланетных ударных

2.8. Обсуждение результатов и выводы
Глава 3. Статистика крупномасштабных вариаций параметров солнечного ветра
3.1. Средние значения энергии и импульса солнечного ветра
3.2. Изменчивость потока энергии и импульса солнечного ветра
3.3. Спектры флуктуаций потоков энергии и импульса
3.4. Обсуждение результатов и выводы
Глава 4. Кратковременные возмущения магнитного поля в дневной магнитосфере и их связь с динамикой условий в межпланетной среде
4.1. Используемые данные
4.2. Событие 24 мая 1985г
4.2.1. Положение спутников
4.2.2. Магнитосферные возмущения
4.2.3. Одновременные вариации солнечного ветра
4.2.4. Количественная оценка воздействия вариаций динамического давления
4.2.5. Динамика межпланетного магнитного поля
4.3. Событие 10 мая 1985 г
4.4. Событие 12 августа 1985 г
4.5. Статистическое рассмотрение межпланетных источников магнитосферных возмущений
4.6. Выводы
Глава 5. Воздействие области горячего аномального течения плазмы солнечного ветра на магнитосферу
5.1. Общая характеристика события 24 июля 1996г
5.1.1. Наблюдения на спутнике ИНТЕРБОЛ-
5.1.2. Наблюдения на субспутнике МАГИОН-
5.1.3. Параметры удаленного солнечного ветра по
данным космического аппарата WIND
5.1.4. Поведение солнечного ветра вблизи ударной волны
5.1.5. Наблюдения переходной области и магнитосферы на спутнике Geotail
5.1.6. Вариации магнитного поля на геосинхронной орбите
5.1.7. Динамика аврорального овала по данным спутника POLAR
5.1.8. Наземные наблюдения
5.2. Интерпретация наблюдений и выводы
Г лава 6. Вариации параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля и развитие суббури на примере события 13.11.
6.1. Условия в межпланетной среде
6.2. Развитие суббури по наземным данным и измерениям на геосинхронной орбите
6.3. Развитие суббури на границе плазменного слоя в хвосте
6.3.1. Наблюдения на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 (Х=-27.5 RE)
6.3.2. Измерения, выполненные спутником GEOTAIL (X=-22Re)
6.4. Обсуждение результатов
6.4.1. Вариации тока, текущего поперек хвоста, во время суббури
6.4.2. Распространение плазмоида
6.4.3. Наблюдение плазменной мантии
6.5. Выводы
Заключение
Список литературы
ВВЕДЕНИЕ
Солнечный ветер является одним из главных факторов, определяющих физические условия в околоземном межпланетном пространстве. Он представляет собой всегда существующий, но сильно изменчивый поток плазмы, возникающий в верхней короне Солнца, распространяющийся радиально от Солнца и несущий с собой магнитные поля солнечного происхождения. Солнечный ветер формируется при газодинамическом расширении солнечной короны. При тех высоких температурах, которые существуют во внешней солнечной короне (~ МО6 К), давление вышележащих слоев короны не может уравновесить термическое давление вещества короны, и корона начинает расширяться.
Указания на существование хотя бы иногда в межпланетном пространстве корпускулярного излучения, направленного от Солнца, были получены уже во второй половине XIX века [1]. Гипотеза о непрерывном солнечном ветре была экспериментально обоснована Бирманом путем исследования поведения ионизированных хвостов комет [2]. Он предположил, опираясь на экспериментальные данные о том, что молекулярные ионы в ярких кометных хвостах всегда испытывают ускорение, направленное в антисолнечном направлении, что Солнце излучает частицы не спорадически, а непрерывно во всех направлениях.
Впервые теорию протяженной солнечной короны выдвинул Чепмен [3], который рассматривал солнечную корону как статическую атмосферу, перенос энергии в которой осуществляется только за счет теплопроводности. В своей пионерской работе Паркер [4], анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что модель статической короны Чепмена дает слишком высокие значения давления на бесконечности по сравнению с давлением в межзвездной среде. Это обстоятельство привело Паркера к выводу, что корона не может находиться в условиях гидростатического равновесия, а должна расширяться в космическое пространство под действием градиента атмосферного давления, образуя солнечный ветер. Переход скорости корональной плазмы через скорость звука происходит на расстояниях порядка 10 радиусов Солнца и около Земли скорость плазмы составляет ~ 300 км/с. Паркер также пришел к выводу, что при расширении корональной плазмы с вмороженным в нее магнитным полем силовые линии межпланетного магнитного поля, благодаря вращению Солнца, приобретают форму спирали.
Идеи Паркера нашли блестящее подтверждение в прямых измерениях, выполненных на космических аппаратах.
Первые эксперименты, проведенные на космических аппаратах Луна-2, 3 [5] и Венера-1 [6] подтвердили, что межпланетное пространство заполнено плазмой. Эти эксперименты показали, что в отдельные периоды регистрировались потоки ионов с энергиями больше 50 эВ и плотностями потока порядка 108 част-см^-с'1. Существование непрерывного солнечного ветра впервые было доказано в эксперименте

п2/п] = 2.14 ± 0.65. Относительное возрастание скорости протонов составляет от 10 до 60 %, а температуры протонов - от 1.5 до 6 раз (кроме одного большого возрастания). Хотя в целом изменения скорости и температуры солнечного ветра на фронте межпланетных ударных волн заметно меньше, чем на фронте околоземной ударной волны, в рассматриваемом периоде выделяются события, в которых возрастание скорости превышало 150 км/с, а температура протонов увеличивалась в 4 раза и более, т.е. эти ударные волны были очень сильными. Несмотря на значительный разброс точек, определяющей тенденцией на ударном фронте является нагрев ионов при повышении скорости солнечного ветра.
Особо следует остановиться на соотношении между скачками параметров для протонов и а-частиц. Относительный разогрев компонент на фронте ударной волны в среднем почти одинаков, при несколько большем разогреве для а-частиц (<Тр2/Тр1> = 3.6 ± 1.7, тогда как <Та2/Та|> = 3.9 ± 2.4). В отличие от этого относительный скачок скорости а-частиц на фронте в среднем на 30 % меньше, чем для протонов (<Гр2-'Ур1> = 1.24 ± 0.10, тогда как <4^1Уа1> = 1.17 ± 0.1), т.е., как отмечалось уже в работах [60, 63], скорость а-частиц сразу за фронтом оказывается меньше, чем для протонов.
В отличие от протонов и а-частиц, электроны на фронте ударной волны греются слабо из-за высокой теплопроводности и среднее значение относительного разогрева электронов составляет <Те2/Те[> = 1.5 ± 0.6.
Для оценки характера нагрева плазмы на межпланетных ударных волнах скачки температуры протонов, а-частиц и электронов на ударном фронте были сопоставлены с аналогичными скачками модуля межпланетного маг нитного поля. Из приведенной на рис. 2.3 зависимости следует, что нагрев электронов ближе к адиабатическому при у=2 (Те2/Те1 = В2/В]), тогда как нагрев протонов и а-частиц в большинстве случаев
Рис. 2.3. Нагрев компонент плазмы на фронте ударной волны в зависимости от скачка межпланетного магнитного поля. Сплошные линии нанесены для адиабатического нагрева у = 5/3 и у = 2, соответственно.