Энергетические аспекты магнитосферных возмущений

• Автор: Седых, Павел Александрович
• Шифр специальности: 25.00.29
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 102 с. : ил

ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА 1. ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЕ СООТНОШЕНИЯ В МАГНИТОСФЕРЕ
1.1. Введение
1.2. О трансформации энергии солнечного ветра в энергию магнитосферных процессов.
1.3. Формирование конвекции в магнитосфере
ГЛАВА 2. МАГНИТОСФЕРНО-ИОНОСФЕРНОЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ В ОБЛАСТИ АВРОРАЛЬНЫХ ЭЛЕКТРОДЖЕТОВ
2.1. Введение
2.2. Постановка задачи
2.3. Модель вторичного магнитосферного МГД-генератора
2.4. Параметры магнитосферного МГД - генератора, питающего ионосферную токовую систему
2.5. Обсуждение результатов
ГЛАВА 3. ПРЕДЕЛЫ ПРИМЕНИМОСТИ. СОПОСТАВЛЕНИЕ С ДАННЫМИ НАБЛЮДЕНИЙ
3.1. Введение
3.2. Пределы применимости основных уравнений
3.3. Распределение плазменного давления в экваториальной плоскости магнитосферы..
3.4. Численные оценки параметров .магнитосферного источника энергии
ВЫВОДЫ
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ВВЕДЕНИЕ
Наблюдательные данные, полученные как наземными методами, так и на ракетах и спутниках, а также их интерпретация значительно расширили объем наших знаний о явлениях в околоземном космическом пространстве. Основным рабочим инструментом описания сложных природных систем (магнитосфера имеет сложную структуру) являются модели. Выбор типа модели зависит от поставленной задачи. Если задача состоит в описании поведения системы в рамках часто встречающихся входных параметров, то используются эмпирические модели. Наличие большого количества экспериментального материала позволяет проводить разделение изучаемого многообразия объектов исследования по каким-либо четким выраженным и легко выделяемым признакам, т.е. проводить классификацию и создавать модель описания поведения системы. В общем, этот тип моделей представляет собой оператор, формально построенный на обучающей выборке и переводящий множество значений входных параметров в выходные. Такие модели хорошо решают задачи диагностики и прогноза поведения системы в простых ситуациях и, в большинстве случаев, удовлетворяют запросы практики. Поскольку такие модели призваны адекватно описывать функции системы, их называют функционально-адекватными моделями (ФАМ). Другой тип моделей -структурно-адекватные модели (САМ) представляют собой обычно систему уравнений физики, описывающую последовательность физических процессов, которые должны иметь место в системе в рамках концепции, которой придерживаются ее создатели. Такие модели могут не только решать задачи описания и прогноза поведения системы в практически любых ситуациях, но также служат и для проверки, корректировки ФАМ. Существует и промежуточный тип моделей - смешанные или гибридные - в которых, наряду со структурно-адекватными блоками, включены эмпирические. Описание
сложных природных систем в терминах физики может быть неоднозначным, т.е. две модели, различающиеся заложенными в них доктринами, обе могут показать хорошее соответствие реальности. Проблема выяснения механизмов магнитосферных суббурь - чрезвычайно сложна и многогранна.
В резюме двух международных конференций по суббурям [76,84] и во многих недавних публикациях [49,71-74,107] явственно прозвучали нотки неудовлетворенности отсутствием прогресса в понимании физической сущности магнитосферных процессов, прежде всего, магнитосферной суббури.
В [76] автор прямо обращается к исследователям с важным, ключевым в исследовании суббурь, вопросом: “ ...Как энергия, импульс и вещество проникают из солнечного ветра в магнитосферу и как они обращаются в наблюдаемые процессы?”
А теперь приведем некоторые цитаты из [107]: “...Первостепенной целью программы Национального Научного Фонда является развитие одной или нескольких исчерпывающих фундаментальных моделей из первых принципов для околоземной космической среды. Существует множество потребностей в таких моделях...Суббуря представляет собой намного более сложное явление, и большинство исследователей, конечно, согласились бы, что ключевые аспекты динамики суббури до сих пор не разрешены, несмотря на несколько десятилетий исследований”.
Построение функционально-адекватных моделей не приблизило нас к пониманию физической природы магнитосферных явлений. Четыре десятилетия назад были сформулированы две концепции взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой: концепция квазивязкого взаимодействия [41] и концепция “пересоединения” магнитных силовых линий [56].
Предполагалось, что солнечный ветер мог бы за счет квазивязкого трения увлекать плазму в пограничном слое магнитосферы, приводя к передаче энергии, импульса и вещества, и формировать в магнитосфере двухвихревую конвекцию. Природа квазивязкого трения до настоящего времени не

Характерные скорости конвекции в магнитосфере тоже ~ 106 см/с. Значит для того, чтобы первый член был по порядку равен остальным, характерное время ускорения плазмы должно быть порядка секунды - это примерно гиропериод протона. Следовательно, ускорение амперовой силой происходит в узком слое толщиной порядка гирорадиуса протона за время ~ гиропериода [23]. Процесс протекает следующим образом. Если к резкой границе плазмы внезапно подключить электрической ток (как в конденсаторе), то в пристеночной области начнется процесс поляризации плазмы. При этом появится ток смещения, который вызовет появление амперовой силы. Эта амперова сила ускорит плазму в тонком поляризационном слое (толщиной порядка гирорадиуса) за время порядка гиропериода. Таким образом, скорость конвекции в этом случае должна быть: У~ЦхВ]/рс(Ов- Процесс поляризации будет двигаться внутрь плазмы со скоростью магнитного звука. Таким образом, помимо характерного времени порядка гиропериода ионов, система имеет и второе фундаментальное время - время установления новой скорости конвекции в объеме магнитосферы. Это время порядка размера системы деленного на скорость ионного звука. Если для оценки взять плотность тока З-ЮЛХТЗ, напряженность магнитного поля порядка 50 нТ, р ~ 10‘24 г/см3, соответствующие значения протонной гирочастоты и скорости света, то получим V- 6-105см/с. Поскольку связь между амперовой силой и скоростью конвекции имеется, можно установить и всю систему магнитосферной конвекции. Приведем проведенные в [14,23,99] рассуждения, но на качественном уровне. Предположим, что мы имеем в своем распоряжении канал с магнитным полем и плазмой, открытый с одной стороны. Магнитное поле симметрично относительно оси канала и спадает в обе стороны от этой оси. Для простоты пусть это поле пронизывает канал сверху вниз. Однородный электрический ток пусть течет ортогонально полю, справа налево. Тогда амперова сила будет направлена в сторону закрытого конца канала и погонит туда плазму. Если бы сила была однородна по сечению, то установилось бы гидростатическое равновесие между амперовой силой и градиентом газового