МГД моделирование магнитослоя и воздействие на магнитосферу межпланетных ударных волн

• Автор: Самсонов, Андрей Александрович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2013
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 357 с. : ил.

Оглавление
ВВЕДЕНИЕ
Глава 1. Взаимодействие солнечного ветра с земной магнитосферой: обзор спутниковых данных и результатов моделирования
1.1 Введение
1.2 Формирование отошедшей ударной волны. Моделирование
магнитослоя в гидродинамическом и кинематическом приближениях
1.3 МГД моделирование магнитослоя. Возникновение магнитного барьера и слоя разрежения
1.4 Определение положения магнитопаузы и отошедшей ударной волны
1.5 Сравнение результатов моделирования со спутниковыми наблюдениями в магнитослое
1.6 Анизотропное МГД моделирование и развитие неустойчивостей, вызванных температурной анизотропией
1.7 Результаты моделирования и данные наблюдений в магнитослое при радиальном ММП
Д.8 В о з д с й ст в и ем еж п л а н ет н ы х ударных волн на магнитосферу; _

1.9 Воздействие межпланетных ударных волн на магнитосферу:
этап II
1.10 Внезапные импульсы в наземных данных
1.11 Выводы
Глава 2. Численная модель магнитослоя
2.1 Система идеальных МГД уравнений в изотропном и анизотропном приближениях
2.2 Запись уравнений в сферических координатах
2.3 Запись уравнений в параболических координатах
2.4 Условия Рэнкина—Гюгонио на разрывах
2.5 Описание численной схемы
2.6 Формулировка модели
2.6.1 Вычислительная область и граничные условия
2.6.2 Нестационарные граничные условия в солнечном ветре.
2.6.3 Введение магнитного пересоединения на внутренней
границе
2.6.4 Учет движения магнитопаузы при сравнении результатов моделирования со спутниковыми данными. . .
2.6.5 Нормировка уравнений
2.6.6 Начальные условия
2.6.7 Учет условия бездивергентности
2.6.8 Соединение параболических и сферических координат.
2.7 Тестирование полученного решения
2.7.1 Свойства решения при типичных значениях в солнечном ветре
2.7.2 Проверка установления во времени
2.7.3 Проверка выполнения условий Рэнкина-Гюгонио на
отошедшей ударной волне
2/7.4 фЗроверка условия бездивергентности
2.7.5 Влияние разрешения сетки, численной вязкости и
граничных условий
2.7.6 Сравнение полученных результатов с результатами в
модели By
2.8 Сравнение результатов анизотропного моделирования с данными спутника Cluster
2.9 Выводы
Глава 3. Зависимость решения в магнитослое от направления межпланетного магнитного поля

3.1 Результаты изотропного МГД моделирования магнитослоя
при разных направлениях ММП
3.2 Результаты анизотропного МГД моделирования при разных
направлениях ММП
3.3 Изменение компонент давления при пересечении магнитослоя.
3.3.1 Вывод вариаций полного давления на линии Солнце-Земля из МГД уравнений
3.3.2 Использование численного решения для оценки изменения полного давления
3.3.3 Изменение компонент давления в спутниковых данных.
3.4 Конфигурация электрических токов в зависимости от направления ММП
3.5 Вариации плотности в магнитослое, вызванные изменением
направления ММП
3.6 Выводы
Глава 4. Взаимодействие межпланетных ударных волн с отошедшей ударной волной и движение образовавшихся разрывов через магнитослой
4.1 Одномерная задача взаимодействия двух ударных волн
4.2 Взаимодействие ударных волн в изотропной- модели магни-~
тослоя
4.2.1 Результаты для случая гп
4.2.2 Результаты для случаев т80, гтйЖ) ишЮ
4.3 Взаимодействие ударных волн в анизотропной модели магнитослоя
4.4 Замедление движения межпланетной ударной волны в магнитослое
4.5 Спутниковые наблюдения МУВ и последующих разрывов в
магнитослое и движение отошедшей ударной волны после взаимодействия

где Рос и Моо — тепловое давление и звуковое число Маха в солнечном ветре, а 7 — показатель адиабаты. Тепловое давление в (1.4) можно заменить динамическим [18]
Ро = PooVl

7 + 17-1

^ ~~ 2МТ
(1.5)

Подставив в (1.5) значение 7 = 5/3, соответствующее адиабатическому приближению, и считая, что 2> 1, получим р0 = [18]. На
практике часто предполагается, что давление на магнитопаузе примерно совпадает с динамическим давлением солнечного ветра. В действительности, в сверхзвуковом солнечном ветре вклад в полное давление магнитного (В2/87г) и теплового давления обычно не превышает 1—2 %, поэтому можно считать, что давление солнечного ветра с достаточной точностью совпадает с динамическим давлением. Однако, как будет показано в третьей главе, изменение полного давления происходит внутри МС при движении от ОУВ к магнитопаузе, а в анизотропном МГД приближении полное давление кроме этого может меняться и при переходе через ОУВ. В то же время, как показывают спутниковые данные, на дневной низкоширотной магнитопаузе баланс давлений выполняется [60, 61]. В частности, используя данные наблюдений со спутника THEMIS, в работе [62] получено, что полное давление на магнитопаузе со стороны МС и магнитосферы (учитывая температурную анизотропию ионов и электронов) отличается, в среднем, на 7 процентов. Полученное небольшое отличие по-видимому объясняется постоянно существующей возмущенностью солнечного ветра, приводящей к колебаниям магнитопаузы, и возможной погрешностью приборов при измерении плазменных параметров в магнитосфере.
Из (1.2) следует зависимость магнитного поля на внешней границе магнитосферы от динамического давления солнечного ветра Р^уп — РооК» ~ В2. Предполагая, что в подсолнечной области Bt убывает с расстоянием от Земли Rsub как поле диполя, т.е. Bt ~ R~^b, получаем зависимость положения подсолнечной точки на магнитопаузе от динамического давления