Динамика и структура магнитного хвоста Земли в зависимости от межпланетного магнитного поля

• Автор: Петрукович, Анатолий Алексеевич
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 178 с. : ил

Оглавление
Введение
1 Обзор состояния вопроса, источников данных и методик
1.1 Современные представления о динамике и крупномасштабной структуре хвоста магнитосферы
1.2 Источники экспериментальных данных
1.3 Методы исследований
2 Воздействие межпланетной среды на магнитосферу
2.1 Введение
2.2 К достоверности измерений солнечного ветра удаленным от земли спутником
2.3 Определение функции связи солнечного ветра и геомагнитной активности хвоста
2.4 Выводы
3 Конвекция плазмы в геомагнитном хвосте
3.1 Введение
3.2 Вертикальные течения плазмы
3.3 Баланс конвективных и продольных течений в приэкваториальном плазменном слое
3.4 Выводы
4 Динамика геомагнитного хвоста при северном ММП

4.1 Введение
4.2 Методика определения толщины токового слоя
4.3 Многоточечные наблюдения тонкой структуры плазменного слоя
4.4 Макроструктура плазменного слоя
4.5 Общая конфигурация плазменного слоя и происхождение
вертикальных токовых слоев при северном ММП
4.6 Выводы
5 Глобальные изменения в геомагнитном хвосте во время суббурь
5.1 Введение
5.2 Динамика давления во время суббури
5.3 Малые суббури
5.4 Суббури во время магнитных бурь
5.5 Выводы
6 Динамика геомагнитного хвоста во время фазы накопления
6.1 Введение
6.2 Представления о фазе накопления
6.3 Статистические характеристики фазы накопления
6.4 Проблема стабильности плазменного слоя
6.5 Конвекционная модель фазы накопления
6.6 Выводы
7 Локализация зоны начала взрывной фазы суббури.
7.1 Введение
7.2 Многоспутниковые измерения 28.11.
7.3 Суббуря 30.08.
7.4 Выводы
Заключение

Литература
вание по времени в секундах.
Необходимо отметить, что это выражение носит приблизительный, размерностный характер, и задает скорее зависимость от основных переменных, чем точное количественное значение энергии. Определение точной величины энергии, попавшей в ионосферу и израсходованной в процессе бури или суббури, является на сегодняшний день практически невыполнимой экспериментальной задачей. Связь между значениями параметра Е и магнитосферными возмущениями различной амплитуды достаточно хорошо изучена [68, 125]. Несмотря на сложную схему влияния солнечного ветра на магнитосферу во время магнитных бурь и суббурь, представляющую собой комбинацию прямого (наведенного) воздействия и процесса накопления и сброса энергии, разумно определить приблизительные значения параметра Е, соответствующие геомагнитной активности различной амплитуды. Например, интенсивная магнитная буря с индексом < -100 нТл начинается обычно после трех часов ММП с Вг=-10 нТл или более короткого и сильного воздействия [118]. Это соответствует Е ~ 1016 Дж (для = 400 км/с). Во время суббурь величина энергии, запасенной во время фазы накопления, составляет в среднем около 4 х 1014 Дж [125]. Однако, эта величина получена усреднением по событиям различной интенсивности. Малые суббури (или суббури на сжатом овале) могут начинаться после набора только 1014 Дж, а большие суббури — более чем 1015 Дж [19, 125]. При этом характерная длина фазы накопления суббури составляет 1-2 часа.
Удобно определить несколько видов параметра Е, различающихся по времени интегрирования. Полезной величиной для определения полной энергетики является энергия, суммированная по всему событию (Е1). В этом случае длина суммирования определяется как предшествующий интервал, в течение которого величина е (мощности) была больше, чем некоторая пороговая величина, например, Ю10 Вт. При значениях е ниже порогового величина Е приравнивалась нулю. Параметр Е2 (суммирование в течение 90 минут) полезно использовать для анализа магнитных суббурь.