МГД неустойчивости искривленных токовых слоев в областях обтекания планет солнечным ветром

• Автор: Аршукова, Ирина Леонидовна
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Красноярск
• Количество страниц: 137 с. : ил.

Оглавление
Введение
Глава 1. Свойства космической плазмы и методы описания
1.1 Солнечный ветер
1.2 Картина обтекания планет солнечным ветром
1.3 Математическое описание космической плазмы. Переход
от кинетического описания плазмы к гидродинамическому подходу
1.4 МГД - разрывы. Их классификация
Глава 2. Общая характеристика МГД - неустойчивостей
2.1 Устойчивость МГД - систем. Методы исследования
2.2 Неустойчивость Рэлея - Тейлора
2.3 Неустойчивость Кельвина - Гельмгольца
2.4 Перестановочная или желобковая неустойчивость
2.5 Изучение МГД - неустойчивостей в космической плазме
Глава 3. Неустойчивость слоев с кусочно - постоянными параметрами
3.1 Постановка задачи
3.2 Перестановочная неустойчивость одной границы
3.3 Неустойчивость слоя, ограниченного двумя тангенциальными разрывами
3.4 Влияние скорости плазмы на неустойчивость слоя
3.5 Выводы
Глава 4. Перестановочная неустойчивость слоя с плавным изменением магнитного поля и параметров плазмы
4.1 Постановка задачи
4.2 Результаты расчетов
4.3 Выводы
Глава 5. Перестановочные неустойчивости слоев, связанных с обтеканием солнечным ветром магнитных и
немагнитных планет
5.1 Обтекание солнечным ветром магнитосферы Земли. Неустойчивость магнитопаузы
5.2 Токовый слой в солнечном ветре, обтекающий магнитосферу
5.3 Обтекание ионосферы Венеры. Перестановочная неустойчивость магнитного барьера и ионопаузы.
5.4 Выводы
Заключение

Введение
Диссертация посвящена исследованию перестановочной неустойчивости искривленных токовых слоев в космической плазме. В работе изучены модели тонких слоев, характеризуемых как кусочно - постоянными, так и плавными профилями магнитного поля и давления плазмы. На основе разработанной теории исследована устойчивость границ магнитосферы Земли и ионосферы Венеры, а также движущегося к магнитопаузе искривленного токового слоя, связанного с нестационарными вариациями межпланетного магнитного поля.
Актуальность темы. Тонкие токовые слои являются типичными образованиями в космической плазме, характеризуемой высокой электропроводностью. Они могут разделять магнитные поля и плазмы различного происхождения. В таких слоях при наличии кривизны магнитных силовых линий и градиента плазменного давления, направленного к центру кривизны, может возникнуть перестановочная неустойчивость. Развитие неустойчивостей приводит к локальному разрушению токовых слоев и, как следствие, к диффузии магнитных полей. Типичными представителями структур, на которых при определенных условиях может развиваться перестановочная неустойчивость, являются границы магнитосфер планет и магнитных облаков. В частности, перестановочна я неустойчивость может возникать на границе магнитосферы Земли (магнитопаузе). В этом случае, развитие неустойчивости возможно, если внутри магнитопаузы существует локальный максимум давления плазмы, соответствующий минимуму магнитного давления. Такая ситуация имеет место при наличии антипараллель-пых компонент магнитных полей по обе стороны от магнитопаузы.
Возможным результатом перестановочной неустойчивости является пересоединение магнитных полей на границе магнитосферы Земли.

Должен быть непрерывен также и поток импульса. Это условие означает, что {П* * гь*} = 0, где - тензор плотности потока импуль-
са, а п - единичный вектор нормали к поверхности. С помощью (1.28) получаем следующие уравнения
{^ + Р*4 + ^(В?-В2)}=0,
р 'М'п ~^^Вп — О,
где индексом £ отмечены тангенциальные к поверхности составляющие векторов.
Непрерывны нормальная составляющая магнитного поля и тангенциальная составляющая электрического поля. При бесконечной проводимости среды индукционное электрическое поле равно Е = — [иВ]/с. Поэтому, условие {Ег} = 0 дает
{Дг ГЦ В^щД = 0.
Введем следующие обозначения: удельный объем V = 1/ри плот-

ность потока массы через разрыв ] = рип =
Учитывая непрерывность j и Вп, остальные граничные условия можно написать в виде:

] <и} +
и? V ВП Впг„ + 2 + (1.30)
Щ}+з2{г} + 2-{в?} = о, (1.31)
Ли,} = ^{В,}, (1.32)
вп{ иД=лнвг}. (1.33)
Полученная система описывает скачки параметров на МГД разрывах.
На основе соотношений (1.30) - (1.33) может быть дана классификация разрывов [30,70,71]. Так, возможны разрывы различных типов : тангенциальный, контактный, вращательный, ударный.