Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра

• Автор: Рязанцева, Мария Олеговна
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 140 с. : ил.

Оглавление:
Глава 1. Краткое описание приборов и экспериментальных данных, использовавшихся в работе
Глава 2. Резкие и большие по амплитуде скачки потока ионов (плотности и динамического давления) плазмы солнечного ветра
2.1 Статистика наблюдений скачков потока ионов солнечного ветра
2.2 Характеристики резких и больших по амплитуде скачков потока
2.3 Поведение различных параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного
поля во время больших (сП;>4-108см'2с"1) и быстрых скачков потока
2.4. Условия наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра

2.5 Влияние резких и больших по амплитуде скачков динамического давления
солнечного ветра на геомагнитное поле Земли
2.6. О возможном источнике резких и больших по амплитуде скачков потока ионов
(плотности) солнечного ветра
2.7 Выводы
Глава 3. Многоточечные измерения резких скачков солнечного ветра и наклоны соответствующих фронтов
3.1 Сопоставление наблюдений резких и больших по амплитуде скачков потока ионов одновременно на нескольких космических аппаратах
3.2 Радиальное распространение солнечного ветра и ориентация плазменных и магнитных структур в солнечном ветре
3.3 Определение «одномерной» ориентации фронтов путем сравнения данных двух аппаратов
3.4 Проверка базовой гипотезы на основе одновременных наблюдений на трех космических аппаратах
3.5 Определение «двумерной» ориентации фронтов плазмы в пространстве
3.6 Сравнение наклонов плазменных и магнитных фронтов
3.7 Выводы

Глава 4. Баланс давлений на резких границах плазменных структур солнечного ветра
4.1 Оценка баланса давлений на резких границах структур солнечного ветра. Тенденции. Примеры
4.2 Статистика баланса давлений на скачках потока ионов солнечного ветра. * Свойства границ структур с несоблюдением баланса давлений
4.3.Баланс давлений и эволюция структур солнечного ветра и их границ. МГД моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах
4.4 Типы разрывов на скачках потока ионов солнечного ветра
4.5 Выводы
Заключение
Список опубликованных работ автора по теме диссертации
Цитируемая литература

Данная работа посвящена изучению свойств и динамики солнечного ветра. Солнечным ветром в космической физике называют истечение ионизованной плазмы из короны Солнца. Такое истечение плазмы связано с высокой температурой короны (несколько миллионов градусов) и с очень низким давлением межзвездной среды на границе Солнечной системы. Солнечная корона не находится в гидростатическом равновесии, а непрерывно расширяется в межпланетное пространство [Parker, 1958]. Такое сверхзвуковое непрерывное расширение солнечной короны определяет также природу и конфигурацию межпланетного магнитного поля [Parker, 1963].
Косвенные свидетельства существования непрерывного потока плазмы от Солнца были получены из наблюдений отклонения хвостов комет [Biermann, 1953].
Первые прямые наблюдения солнечного ветра были выполнены советскими космическими зондами, запущенными в 1959 г. Плазменные датчики были установлены на борту космических аппаратов «Лупа-2» и «Луна-3». Согласно этим измерениям, плотность потока положительных ионов с энергиями выше 50эВ на единицу заряда составляла несколько единиц на 108 см'2 с'1 для каждого из упомянутых аппаратов [Грингауз и др., 1960; Gringaus, 1961]. В результате измерений не получили подтверждения предположения о существовании неподвижной или медленно текущей плазмы. Американский космический зонд «Эксплорер-10», запущенный в 1961 г., имел на борту более совершенные датчики, способные измерять потоки положительных ионов с несколькими пороговыми энергиями на единицу заряда. В этих измерениях была получена плотность потока (1-2)-108 cm'V [Bonneti et al., 1963]. В конце 1962 года с запуском к Венере аппарата «Маринер-2», были получены окончательные доказательства существования солнечного ветра - в течение трех месяцев почти непрерывных измерений приборы постоянно показывали присутствие потока плазмы со скоростью в несколько сот км/с [Snyder and Neugebauer, 1964; Neugebauer and Snyder, 1966]. Результаты измерений плотности протонов и соответствующих скоростей потока неплохо соответствовали предсказаниям модели Паркера в части основных свойств солнечного ветра.
В Таблицах 1 и 2 представлены основные параметры солнечного ветра, а также характеристики потоков солнечного ветра [Kivelson and Russell, 1995; Gombosi, 1998]. Последние результаты, используемые в таблицах, были получены в
На большой статистике была определена «встречаемость», т.е. частота наблюдения резких (быстрее, чем за 10 мин.) скачков потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды: от примерно 50 раз в сутки для скачков в пределах 0.5-1.0-108 см“2с’1 до одного раза в 5 суток для скачков, превышающих 8-108 см'2с''. По относительной величине, резкие скачки потока ионов с указанной амплитудой распределены в диапазоне от 20% до нескольких раз.
Большие по амплитуде (>4-108 см'2 с'1) изменения потока ионов солнечного ветра часто происходят очень быстро: изменения наблюдаются за времена меньше 1 мин в 63% случаев, и за времена меньше 5 сек в 21% случаев. Таким образом, толщина границ рассматриваемых плазменных структур может составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов.
Большая часть (около 60%) изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми (менее 2%) изменениями переносной скорости (то есть это преимущественно изменения плотности), а в некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на границе структуры также малы.
Резкие и большие (>4-108 см'2 с'1 за 10 мин) скачки ионного потока преимущественно наблюдаются в медленном или среднескоростном солнечном ветре, имеющем высокую плотность, и практически не связаны с приходом к Земле магнитных облаков и областей взаимодействия быстрого и медленного солнечного ветра. Обнаруженный эффект значительного сдвига средней плотности в области, где имеют место скачки потока солнечного ветра, в сторону высоких значений плавно уменьшается при уменьшении амплитуды тестируемых скачков.
Показано, что быстрые (длительностью менее 10 мин) и большие (более 2 нПа) изменения динамического давления солнечного ветра являются причиной быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере. Падение динамического давления солнечного ветра всегда приводит к понижению геомагнитного поля, а рост давления всегда приводит к росту геомагнитного поля на всех локальных временах. В среднем, величина изменения геомагнитного