Свойства течений солнечного ветра и их источников

• Автор: Файнштейн, Виктор Григорьевич
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 282 с.

Список сокращенных обозначений.
БПЭ - область СВ с бинаправленными потоками электронов.
ВС - вспышка.
ВСП - высокоскоростной (быстрый) поток СВ из КД.
ГТС - гелиосферный токовый слой.
ИПМП - изменение полярности магнитного поля.
ИВ - исчезающее волокно.
КД - корональная дыра.
КО - кэррингтоновский оборот.
МВОП - медленный ветер из цепочек корональных стримеров, разделяющих корональ-ные дыры с одинаковой полярностью магнитного поля (или медленный ветер между двумя высокоскоростными потоками СВ из КД в пределах-одного магнитного сектора СВ с определенной преимущественной полярностью ММП).
МВПП - медленный ветер из пояса корональных стримеров, разделяющего корональ-ные дыры с противоположной полярностью магнитного поля (или медленный ветер между двумя высокоскоростными потоками СВ из КД в соседних магнитных секторах СВ с противоположной преимущественной полярностью ММП).
ММП - межпланетное магнитное поле.
МО - магнитное облако.
НЛ - нейтральная линия на поверхности источника.
ОМТ - основание магнитной трубки.
ПМСВ - пояс медленного солнечного ветра в окрестности ГТС.
СВ - солнечный ветер.
СМЕ - выброс корональной массы.
СМО - событие с магнитным облаком.
СБПЭ - событие с бинаправленными потоками электронов. рВ - пляризационная яркость.
ББС - внезапное начало магнитной бури.

Список обозначений.
<А> - среднее значение величины А (по времени, по событиям).
А А - изменение величины А. В других случаях: (1) масштаб величины А вдоль какой-либо координаты; (2) число событий в заданном интервале какой либо величины - например в гистограммах. AN.
8 А - масштаб неоднородности величины А вдоль какой-либо координаты.
Ар - значение величины А в области плато или слабого изменения А.
Af или Аф - значение величины А в области фронта (волны, возмущения, структуры, потока).
В - магнитное поле.
Вм (иногда max В), В™ - максимальное и минимальное значения магнитного поля. Вт - средняя по площади КД компонента фотосферного магнитного поля, измеряемого по лучу зрения.
Bs, Ва- магнитное поле на поверхности источника и в основной области ускорения СВ.
Bl, Br (Вг), Ве, Вф; Bx, By, Bz - компоненты магнитного поля: по лучу зрения, радиальная, меридиональная, азимутальная (вдоль долготы); по осям х, у, z в солнечно-эклиптпческой или солнечно-магн.итосферной системе координат.
Bsr, и Bdg - величина магнитного поля в области слоя плазмы между фронтом ударной волны и границей «поршня» и в «поршне».
Р (или Beta) - угол наклона ГТС (или HJI, или пояса корональных стримеров) к плоскости солнечного экватора, f - долгота в сферических координатах.
F - кэррингтоновская долгота.
Fa - плотность энергии алфвеновских волн.
f - величина двумерной сверхрадиальной расходимости открытой магнитной трубки.
fc - f (расходимость), полученная из расчетов магнитного поля в короне в потенциальном приближении.
fE - f, определенная методом, описанном в работе [55].
fi - величина одномерной сверхрадиальной расходимости открытой магнитной трубки.

fb - величина локальной двумерной сверхрадиальной расходимости открытой магнитной трубки.
Кр и Dst - трехчасовой планетарный геомагнитный индекс и часовой приэкваториальный геомагнитный индекс, характеризующий поле кольцевого тока.
Крм, |Dst|M (или шах Кр, |min Dst|) - максимальные значения геомагнитных индексов.
L - расстояние (в том числе угловое) между элементами, структурами, п или N, Тр (иногда Ti), V - плотность, температура и направленная скорость протонов СВ.
Ма и Mms - альфвеновское и магнитозвуковое числа Маха. пм или NM, Трм, Vм - максимальные значения п или N, Тр, V. Например: пм или NM, Трм - амплитуды пиков п или N, Тр в области взаимодействия быстрых и медленных потоков СВ, Vм - макимальная скорость высокоскоростного потока СВ из КД.
nm или Nm, Tpm, Vm - минимальные значения п или N, Тр, V. Например: nm или Nm -плотность в центре высокоскоростного потока, Tpm, Vm - температура и скорость протонов в медленном ветре из корональных стримеров.
Р - процент, доля.
Q (либо t) - широта.
Rc - радиус кривизны фронта ударной волны.
Ro - радиус Солнца, г = R/Ro - нормированный радиус.
Rs - радиус поверхности источника.
р - массовая плотность протонов (р = MpxN, где Мр - масса протона).
ро, Vo, Во - значения р, V, В на внутренней границе расчетной области. В других
случаях - начальные значения параметров.
St - площадь основания открытой магнитной трубки.
Sh - площадь корональной дыры.
Там - момент времени, когда величина А достигает максимального значения.
Те - электронная температура.
Тг- момент пересечения Землей (космическим аппаратом) середины фронта высокоскоростного потока СВ.
tsh, tdg, tw - моменты пересечения Землей ударной волны, фронта и задней границы транзиентного возмущения СВ.

Этот вопрос был рассмотрен в работе [52]. Для анализа были отобраны как приэкваториальные так и внеэкваториальные дыры, зарегистрированные в период 1973 -1983 г.г.
При этом под максимальной скоростью Vм подразумевалась «истинная» максимальная скорость быстрого потока. В тех случаях, когда центр КД незначительно смещен относительно плоскости эклиптики, «истинная» максимальная скорость вытекающего из нее потока СВ совпадает с измеряемой на 11=1 АЕ и может быть определена из каталогов [30-32] после усреднения профилей УД) по осцилляциям. При удалении центра КД от плоскости эклиптики связь между «истинной» максимальной скоростью быстрого потока и измеряемой на 11=1 АЕ оказывается более сложной. Аналогично работе [48] мы полагали, что при 0* < 20 градусов Vм = УМо, а при удаленности центра дыры от плоскости эклиптики по широте на угол 0* > 20° Vм = УМо - сГУ(0*). Для бУ использовалась эмпирическая формула: бУ=(4Окм/с)(0*-2Оо)/1О°.
Для построения зависимостей, которые будут обсуждаться ниже, использовалась плотность 14™ плазмы в быстром потоке в области своего минимума, усредненная по колебаниям с периодом < 10 часов.
В качестве меры температуры в быстром потоке использовалась максимальная температура протонов Тм (также усредненную по мелкомасштабным колебаниям), которая обычно регистрируется в момент времени, близкий к моменту достижения в потоке максимальной скорости.
На Рис. 1.2 представлены усредненные по событиям зависимости от площади ко-рональной дыры Бц: максимальной скорости потока <УМ>, минимальной плотности <14т>, максимальной температуры протонов <ТрМ> и величины <1|ШУМ>, являющейся аналогом средней плотности потока частиц.
Отметим наиболее характерные особенности зависимостей на Рис. 1.2. Для всех рассмотренных периодов солнечной активности с ростом 8н монотонно увеличиваются <УМ> и <Трм> и уменьшается <14т>. При этом при больших 8ц скорость изменения этих параметров СВ резко уменьшается и на зависимостях видна тенденция выхода на насыщение. Значения скорости, протонной температуры и плотности в области насыщения меняются в различные периоды солнечной активности: <УМ> и <Трм> уменьшаются вблизи максимума активности, а <Мт> - увеличивается. Отметим, что в области увеличения <УМ> с ростом Бн полученная нами зависимость <УМ> от 8н для периода