Плазма - солнечный ветр
Cтраница 1
Плазма солнечного ветра практически бесстолкновитель-на. По этой причине для того, чтобы объяснить диссипа-ционные процессы ( ударные волны, например), требуется привлекать специальные и далеко не тривиальные механизмы типа известного механизма Сагдевва. Необходимо так или иначе включить плазменную турбулентность, в этом случае диссипация обеспечивается столкновениями электронов с волнами. [1]
Поток плазмы солнечного ветра является сверхзвуковым. Согласно измерениям, выполненным с помощью космических аппаратов, при сверхзвуковом обтекании магнитосферы Земли солнечным ветром на расстояниях примерно RE где RE - радиус Земли, возникает отошедшая ударная волна, как это имеет место при обтекании затупленных тел сверхзвуковым потоком газа. Однако в отличие от газодинамики, где толщина фронта А ударной волны определяется длиной свободного пробега / молекул газа, эта отошедшая ударная волна имеет толщину фронта Д 103 км, а длина свободного пробега частиц плазмы солнечного ветра относительно парных кулоновских столкновений составляет по порядку величины 108 км. [2]
 |
Качественная схема магнитосферы Земли 1 - Земля. 2-плоскость геомагнитного экватора. 3 - радиационные пояса. 4 - магнитопауза. 5 - фронт ударной волны. 6 - переходная область. [3] |
Под действием плазмы солнечного ветра, нагретой до 5 107 К внутримагнитосферными процессами и ионосферными ионами, в магнитосфере Земли возникает плазменный слой. [4]
Земли, захватившее плазму солнечного ветра, и удержинающее ее в виде радиац. [5]
Наблюдательные данные о МГД волнах и разрывах в плазме солнечного ветра; Регистрация и идентификация МГД разрывов в межпла нетном пространстве представляет собой сложную экспериментальную задачу. Во-первых, как указывалось выше, фактически любой разрыв представляет собой слой конечной толщины и, следовательно, определен не очень четко. Эта трудность может усугубляться значительными флук-туациями параметров плазмы и магнитного поля в окрестности разрыва, присущими солнечному ветру и не имеющими непосредственного отношения к свойствам разрыва. Далее, отождествление некоторого наблюдаемого разрыва с одним из четырех перечисленных выше типов требует одновременного знания многих параметров: абсолютной величины магнитного поля и его направления, концентрации, давления или температуры отдельно для электронов и ионов, ее анизотропии, скорости сочнеч-ного ветра по обе стороны от разрыва. Поскольку все эти параметры измеряются не очень точно, а некоторые из них ( электронная темпера-тура анизотропия температур) на разрывах вообще не измерялись, то интерпретация наблюдательных данных не всегда однозначна. Эти замечания следует иметь в виду в связи с излагаемым ниже результатами экспериментальных работ. [6]
Одним из наиболее важных динамических процессов в магнитосфере, приводящим к проникновению частиц плазмы солнечного ветра в магнитосферу, является рассмотренный выше, в разд. [7]
 |
Схема Данжи образования магнитного хвоста магнитосферы. [8] |
Если направление этого поля совпадает с направлением магнитного поля Земли в точке встречи, то ничего особенного не происходит: плазма солнечного ветра просто обтекает магнитосферу. Если же поле ветра направлено против поля Земли, то в точке встречи происходит перезамыкание силовых линий: силовая линия магнитного поля Земли разрезается пополам и ее концы соединяются с концами разрезанной силовой линии межпланетного магнитного поля. Полученная таким образом магнитная силовая линия, будучи линией магнитного поля Земли на близких расстояниях, переносится вместе с плазмой солнечного ветра на далекое расстоянии от Земли. В результате эта линия переносится в магнитный хвост. Число этих линий со временем накапливается: магнитный хвост растет. При этом в магнитном хвосте образуются рукава из магнитных силовых линий разного знака в северной и южной половине, а между ними создается нейтральный плазмослой. [9]
Экспериментальным указанием на ускорение частиц в межпланетном пространстве является корреляция в приходе быстрых частиц и ударных волн либо быстрых частиц и возмущенных слоев плазмы солнечного ветра с усиленным, магнитным полем. [10]
Происхождение тангенциальных и вращательных разрывов, по-види-мому - может быть таким же, как и ударных волн - их могут генерировать солнечные вспышки ( Афанасьева и Иванов, 1973), а также взйимо-действия разноскоростных потоков плазмы солнечного ветра. Разрывы могут возникать при взаимодействии ударных волн. [11]
Ионный пучок, распространяющийся вдоль магнитного поля, возбуждает альфвеновские или магнитно-звуковые колебания в изотермической плазме в том случае, если скорость его порядка VA-Однако если альфвеновская скорость при этом превышает тепловую скорость электронов плазмы, то неустойчивыми могут оказаться в принципе и электронные ленгмюровские колебания. Такие значения 0 имеет, например, плазма солнечного ветра. [12]
Свойства границы, отделяющей выброшенное вещество от сжатого солнечного ветра, могут быть различны. Если магнитные силовые линии пересекают указанную границу, как предполагалось Паркером ( 1965т), то выброшенное вещество способно быстро перемещаться с плазмой солнечного ветра Но Хундхаузен обращает внимание на то, что на этой границе может образоваться тангенциальный разрыв. В таком случае области плазмы разного состава, концентрации и температуры могут быть длительное время разделены. [13]
 |
Зависимость давлений от высоты над поверхностью Венеры.| Зависимость температуры от высоты над поверхностью Венеры. [14] |
Существование межпланетной и околосолнечной плазмы обусловлено постоянными потоками ионизированного газа, истекающего из фотосферы Солнца. Потоки плазмы, движущиеся с большими скоростями от Солнца по радиальным направлениям, получили название солнечный ветер. Плазма солнечного ветра, зарождаясь в фотосфере Солнца, ускоряется до сверхзвуковой скорости, пронизывает солнечную систему и уходит в межзвездное пространство. [15]
Страницы: 1 2 3