Исследование и моделирование динамики крупномасштабной структуры фонового поля Солнца и межпланетного магнитного поля

• Автор: Мордвинов, Владимир Иванович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 141 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
1. Моделирование крупномасштабной структуры короны и межпланетного магнитного поля на основе данных наблюдений фоновых полей Солнца
1.1 Роль корональных магнитных полей в формировании параметров солнечного ветра
1.2 Потенциальное моделирование структуры коронального и межпланетного магнитных полей
1.3 Использование карт распределения полярности фотосферного поля для диагностики магнитной структуры короны и межпланетного пространства
1.4 Сопоставление расчетов и наблюдений секторной структуры межпланетного магнитного поля в 21-м цикле солнечной активности
2. Исследование и моделирование динамики фоновых полей и крупномасштабной структуры межпланетного магнитного поля
2.1 Инерционный прогноз структуры межпланетного магнитного поля
2.2 Некоторые результаты и проблемы исследования динамики фонового ноля Солнца
2.3 Исходные данные и методы анализа фонового поля
2.4 Обсуждение основных элементов схемы прогноза крупномасштабной структуры фонового поля и ММП
2.5 Анализ динамики диполыюй компоненты фонового поля Солнца в 21-м цикле солнечной активности
2.6 Выделение и анализ динамики крупномасштабных структур фонового поля по На- данным и данным магнитографических измерений
3. «Взаимодействие» фоновых полей, связанных с различными источниками. Моделирование динамики фонового поля
3.1 Встречный дрейф полей разных источников
3.2 Глобальные вариации фоновых полей, обусловленные «взаимодействием» полей разных источников
3.3 Моделирование динамики крупномасштабной структуры межпланетного магнитного поля
4. Обсуждение; физическая основа модели динамики фонового
поля, перспективы дальнейших исследований
4.1 Физическая природа источников фонового магнитного поля.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ. Результаты
Литература

Введение
Известно, что целый ряд геофизических явлений (магнитные бури, полярные сияния, ионосферные вариации и др.) обусловлен возмущениями солнечного ветра (СВ). Исследования убедительно показали связь возмущений СВ с динамикой и структурой магнитных полей Солнца. Оказалось, что на параметры солнечного ветра влияют не только активные процессы в областях сильного поля (вспышки, выбросы волокон, транзиенты), но также особенности распределения и динамики слабых крупномасштабных (т.н. фоновых) полей. Наблюдения на космических аппаратах привели к открытию корональных дыр (КД) - источников рекуррентных высокоскоростных потоков солнечного ветра, локализованных в областях с относительно слабым униполярным магнитным полем. Проникая в корону, фоновые поля существенным образом влияют на условия формирования и истечения СВ и, следовательно, на распределение параметров межпланетной плазмы. Поэтому моделирование магнитной структуры короны и межпланетного пространства является важным средством исследования процессов формирования солнечного ветра и гелиогеофизического прогнозирования.
Разработаны различные способы экстраполяции фотосферных магнитных полей на расстояния порядка нескольких радиусов Солнца. Наиболее просты методы потенциальной экстраполяции, неплохо моделирующие крупномасштабную структуру межпланетного магнитного поля (ММП). В качестве граничных условий обычно используют магнитографические измерения про-
1.3. Использование карт распределения полярности фотосферного поля для диагностики магнитной структуры короны и межпланетного пространства.
Как было показано в предыдущем параграфе, дополнительное включение на высоких и средних широтах слабых полей улучшает согласие расчетов с наблюдениями. Для моделирования экранировки АО необходимо еще в большей степени увеличить роль слабых полей. Крайним вариантом является полное исключение амплитуды поля из исходных данных. Для реализации этого варианта мы использовали в расчетах только данные о распределении полярностей фотосферного поля, снятые с синоптических Яа-карт. Величина радиальной компоненты поля в узлах 10° сетки определялась соотношением Вг = 1-25', где 5- доля площади, занятой отрицательной полярностью фотосферного поля в ячейке 10° X 10° (очевидно, Вг в этом случае изменяется в пределах от +1Гс до-1Гс).
В потенциальном приближении мы экстраполировали в корону принятую модель фонового поля, ограничившись девятью первыми членами разложения. Использование в качестве граничных условий распределения радиальной компоненты поля позволило значительно упростить расчеты. Действительно, согласно (1.6) при г = Я0 выражение для радиальной компоненты поля имеет вид