Структура ускоренных потоков плазмы в солнечном ветре, возникающих в процессе магнитного пересоединения

• Автор: Сасунов, Юрий Леонидович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2012
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 151 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 Обзор

1.1 Роль магнитного пересоединения в физике космической плазмы

1.2 Основные свойства магнитного пересоединения

1.3 Модель пересоединения Петчека

1.4 Пересоединение в магнитосфере Земли

1.5 Пересоединение в солнечном ветре

1.6 Формулировка проблемы

1.6.1 Постановка задачи

2 Аналитическое решение

2.1 Уравнение МГД и условия на разрывах
2.2 Построение аналитического решения задачи о магнитном
пересоединении
2.3 Решение для несжимаемой плазмы

2.4 Геометрия трехмерного импульсного пересоединения в сжимаемой плазме
2.5 Неустойчивость Кельвина-Гельмгольца
2.6 МГД моделирование процесса пересоединения
2.7 Резюме
События пересоединения в солнечном ветре
3.1 Таблица событий пересоединения Т
3.2 Метод обработки экспериментальных данных
3.3 Отдельные события магнитного пересоединения в солнечном ветре
3.3.1 Событие пересоединения 1999
3.3.2 Событие пересоединения 2001
3.3.3 Событие пересоединения 1998.09.01
3.3.4 Событие пересоединения 2005.01.11
3.3.5 Событие пересоединения 1998
3.3.6 Событие пересоединения 2003
3.3.7 Событие пересоединения 1996
3.4 Обсуждение результатов
3.5 Резюме
Статистика по событиям пересоединения
4.1 Сравнение модели распада с данными космического аппарата Wind
4.2 Статистика энтропии
4.3 Статистика по полному давлению
4.4 Резюме
Заключение
Литература

длин протонов. Таким образом, МГД описание плазмы становится применимым тогда, когда перестают действовать процессы, связанные как с холловской физикой, так и с кинетическими эффектами. Из этого можно сделать вывод, что МГД описание является длинноволновым и низкочастотным приближением [3].
Состояние среды в МГД приближении характеризуется скоростью, магнитным полем, плотностью и давлением, где все параметры являются функциями координат г и времени £. Система уравнений идеальной МГД имеет вид [9]:
= О, (2.1)
р( + (Ч-У)у=-Ър+±1ШВхВ], (2.2)
= г„([УхВ], (2.3)
(|+<уу>)у=°- <2'4>
(йг>В = 0, (2.5)
где (2.1) - уравнение неразрывности, (2.2) - уравнение движения, (2.3) - уравнение индукции магнитного поля, (2.4) - закон сохранения энтропии, (2.5) - условие соленоидальности магнитного поля, 7 - показатель адиабаты.
Как и обычная газодинамика, МГД допускает не только непрерывные, но и разрывные течения. Разрывы, т. е. скачки МГД величин, возникают либо в результате опрокидывания профиля магнитозвуковых волн, либо вследствие разрывных начальных или граничных условий. Как известно, дифференциальные МГД уравнения теряют смысл на разрывах, поэтому для описания процессов в их окрестности обычно используют интегральный подход, т.е. интегральные законы сохранения [9]: