Процессы в плазменных оболочках Марса и Венеры в сравнении с геомагнитосферой

• Автор: Вайсберг, Олег Леонидович
• Шифр специальности: 01.04.01
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1982
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 470 c. : ил

Глава I Обзор теоретических представлений и ранних
исследований
§1.1 Солнечный ветер и его взаимодействие с магнитным полем Земли
§ 1.2 Взаимодействие солнечного ветра с атмосферами
планет
§ 1.3 Выводы. Обоснование задач
Глава II Методика исследований межпланетной и околопланетной плазмы
§ 2.1 Выбор методики исследования
§ 2.2 Условия проведения экспериментов на АМС типа
Марс и Венера и на ИСЗ типа Прогноз
§ 2.3 Описание аппаратуры, применявшейся при исследованиях
§ 2.4 Некоторые особенности работы вторичных
электронных умножителей
§ 2.5 Методика обработки данных измерений
§ 2.6 Выводы
Глава III Околоземная ударная волна и граница магнитосферы Земли
§ 3.1 Общее описание результатов, полученных на
ИСЗ типа Прогноз
§ 3.2 Физические процессы на фронте ударной волны
§ 3.3 Явления в плазменном слое геомагнитосферы
§ 3.4 0 длине геомагнитного хвоста
§ 3.5 Выводы
Глава IV Изучение взаимодействия солнечного ветра с Марсом 190 §4.1 Общее описание результатов экспериментов, выполненных вблизи Марса
§ 4.2 Установление факта существования ударной волны.
Характеристики ударной волны у Марса
§ 4.3 Положение ударной волны у Марса
§ 4.4 Эффекты взаимодействия в обтекающем потоке
§ 4.5 Плазменное образование на дневной стороне планеты
§ 4,6 Плазменный шлейф Марса
§ 4.7 0 характере взаимодействия солнечного ветра с
Марсом
§ 4.8 Выводы
Глава V Взаимодействие солнечного ветра с газовой оболочкой Венеры
§ 5.1 Описание эксперимента и результатов измерений
§ 5.2 Характеристики фронта головной ударной волны у
Венеры
§ 5.3 Форма и положение ударной волны у Венеры
§ 5.4 Эффекты взаимодействия во внешнем потоке
§ 5.5 Характеристики области взаимодействия на дневной
стороне Венеры
§ 5.6 Обнаружение шлейфа Венеры. Плазма в шлейфе Венеры
§ 5.7 Структура границы шлейфа Венеры и ускорение
частиц
§ 5.8 Модель взаимодействия солнечного ветра с Венерой
§ 5.9 Выводы
Заключение
Литература

История непосредственного изучения солнечного ветра и его взаимодействия с внешними оболочками планет насчитывает около двух десятилетий. До появления спутников и автоматических межпланетных станций свойства межпланетной среды, характер возмущений, распространяющихся в этой среде и воздействующих на Землю и другие тела солнечной системы, и механизмы передачи внешних воздействий оболочкам планет изучались по регистрируемым на Земле возь^утцениям магнитного поля, ионосферным возмущениям и полярным сияниям, а также по динамическим явлениям в хвостах комет.
Изучение взаимодействия солнечных корпускулярных потоков с магнитным полем Земли было начато известным геофизиком Чепменом. Жигулев и Ромишевский показали, что;> при обтекании диполя плазмой может образовываться отошедшая ударная волна. Существование ограниченной полости, контролируемой геомагнитным полем, и отошедшей ударной волны было вскоре доказано экспериментально. Непрерывность потока плазмы от Солнца была доказана в прямых космических экспериментах, начало которых было положено в СССР.
Изучение солнечного ветра и его взаимодействия с планетами является одним из основных направлений изучения солнечной системы и космических исследований вообще. Ряд причин обуславливает большой интерес к этой области исследований:
- во-первых, солнечный ветер и магнитосферы планет позволяют изучать кинетические и макроскопические процессы в беССТОЛКНО' вительной плазме, имеющей параметры и масштабы, не реализуемые в лаборатории,и не возь^тцаемой лабораторным оборудованием;

мое магнитным давлением В /8?г , будет приложено к ионосфере и, в свою очередь, должно уравновешиваться вязким натяжением нейтральной атмосферы [81]
Джонсон и Мидгли [82]] рассмотрели концепцию Десслера более подробно. Они предположили, что а) верхняя граница накопленного до величины насыщения магнитного поля совпадает с обнаруженной ранее на Маринере-5 плазмопаузой Венеры; б) магнитопауза резкая и в) магнитное поле является относительно однородным от максимума ионосферной концентрации до верхней границы ионосферы. В этом случае все ионосферные ионы живут долго, а образовавшиеся вне границы сносятся электрическим полем солнечного ветра. Толщина слоя "нагребенного" магнитного поля (то есть индуцированной магнитосферы) определяется условиями, которые контролируют ввод потока магнитного поля сверху и уход его снизу ионосферы. Так как поле не может возрасти более своего значения, обеспечивающего торможение солнечного ветра, толщина области усиленного поля должна возрастать до тех пор, пока скорость ввода потока не уменьшится, чтобы уравновесить его потери. Это стабилизирует ток в ионосфере и уменьшает электрическое поле вблизи планеты.
Клотье, Макэлрой и Майкл [83] развили модель взаимодействия солнечного ветра с ионосферой Марса. Анализируя гидродинамические уравнения, ранее рассмотренные Бирманом и др. М. они также нашли, что сверхзвуковой поток может существовать, если до -бавка массы не превышает некоторой величины. Так как скорость фотообразования ионов в верхней атмосфере Марса превышает этот предел, солнечный ветер должен входить в атмосферу с дозвуковой скоростью. Как было предсказано Десслером [81*] должна образоваться ударная волна, чтобы обеспечить соответствующие граничные условия. Ударная волна не может находиться в области источника ионо