Введение к работе
Актуальность сформулированной проблемы обоснована, во-первых, определяющей ролью крупномасштабных характеристик электромагнитного поля для описания глобальных параметров мапг-леферы (ее пространственных размеров, морфологии характерных областей, образованных магнитосферной плазмой различных энергий: радиационных поясов, плазмосферы, плазменного слоя и т.п.). Во-вторых, необходимо выявить механизм влияния ММП на взаимодействие солнечного ветра с магнитосферой Земли. Разработка моделей, позволяющих рассчитать поток энергии, поступающей в магнитосферу из солнечного ветра, а также моделей, связывающих магннтосферную активность с параметрами межпланетной среды, несомненно является одной из важнейших задач физики магнитосферной плазмы.
Создаваемые модели должны быть доведены до уровня, позволяющего проводить численные расчеты траекторий энергичных частиц (частиц космических лучей, частиц радиационных поясов), описывать эффекты захвата и ускорения этих частиц. На основе таких моделей можно строить более точные прогнозы радиационной обстановки в космическом пространстве; оценивать уровень возможной радиационной опасности для работы космонавтов и спутниковых систем. Систематизация и анализ экспериментальных данных об околоземном космическом пространстве невозможны без теоретических моделей, учитывающих пространственно-временную динамику физических параметров околоземной среды.
Основная цель диссертации состоит в разработке замкнутой модели, позволяющей проследить эволюцию солнечного магнитного поля при распространении солнечного ветра в гелиосфере, построить модель магнитного поля в магнитосфере
Земли, правильно описывающую основные черты взаимодействия солнечной плазмы с геомагнитным полем и ионосферой. При этом мы исходим из того, что для понимания физических процессов, наблюдаемых в космической плазме, невозможно ограничиться изучением локальных уравнений, описывающих микромасштабные процессы. Трансформация энергии и момента в космическом пространстве, источники и потери частиц, ускорение заряженных частиц может быть понято лишь при учете нелокальности явлений и крупномасштабной структуры магнитного и электрического полей, потоков плазмы.
Перечислим выносимые на зашиту новые результаты, которые получены в работах, составляющих основу диссертации.
1. В задаче магнитогидродинамического расширения солнечного ветра в приближе-
нии полной вмороженности для ряда конкретных случаев получены решения для крупномасштабного межпланетного магнитного поля:
а) решена задача кинематического переноса магнитного поля сверхзвуковым
потоком солнечного ветра с учетом угловой анизотропии течения;
б) решена самосогласованная стационарная задача истечения, когда сила,
действующая со стороны межпланетного магнитного поля, определяется, в свою очередь, характером течения. Показано, что малые вблизи Солнца возмущения могут нарастать с расстоянием. Дано объяснение наблюдаемым характерным изменениям скорости солнечного ветра вблизи границы секторов межпланетного магнитного поля.
2. Построена квазистационарная модель межпланетного магнитного и электриче-
ского поля, которая феноменологически учитывает диссипативкые процессы в плазме солнечного ветра. Хотя эти процессы играют относительно малую роль в торможении солнечного ветра, учет конечной проводимости дает возможность построить модель межпланетного магнитного поля с замкнутыми силовыми линиями, позволяет рассчитать наиболее существенную, с точки зрения взаимодействия с магнитосферой, перпендикулярную к плоскости эклиптики компоненту межпланетного магнитного поля.
3. Решена задача обтекания магнитосферы замагниченноіі плазмой солнечного
ветра с учетом конечной проводимости. При этом:
а) в параболических координатах получено точное решение внешней зада-
чи обтекания затупленного тела, на этой основе рассчитана величина нормальной к магнитопаузе компоненты магнитного поля В„, а также полная разность потенциалов <5Ф, приложенная к магнитосфере;
б) исследована зависимость решения от магнитного числа Рейнольдса Д,
являющегося характерным параметром задачи, получена асимптотика при Л„, —> со (случай полной вмороженности) для Вп и 5Ф;
в) описана "экранировка" мапштосферного магнитного поля и дано объясне-
ние наблюдаемого ослабления (примерно в 10 раз) электрического поля солнечного ветра при его переносе внутрь магнитосферы.
4. Разработана модель мапштосферного поля, описывающая распределенную то-
ковую систему хвоста магнитосферы. Это позволило:
а) описать поле токовой системы хвоста магнитосферы и самосогласованным
образом найти токи на мапштопаузе, замыкающие ток нейтрального слоя;
б) построить сетку геомагнитных координат во внешней магнитосфере и най-
ти се-зонные и суточные перемещения магнитосопряженных точек, обусловленные наклоном геомагнитного диполя к оси вращения Земли;
в) рассчитать энергетический баланс распределенных токовых систем в маг-
нитосфере, описать процесс передачи энергии во время магнитосферной суббури и определить "основное'' состояние магнитосферы, соотвествую-щее минимуму энергии.
5. Определены ключевые параметры динамической модели магнитосферы и их
связь с измеряемыми параметрами межпланетной среды и геомагнитной активности. При помощи построенной модели описаны возмущенные состояния магнитосферы во время суббурь и магнитных бурь. Проведенный анализ экспериментальных данных и модельные расчеты показывают, что:
а) вклад токовой системы хвоста магнитосферы в наблюдаемое понижение
геомагнитного поля на экваторе Земли того же порядка, что и вклад частиц кольцевого тока, а временами может и превышать его;
б) быстрые вариации геомагнитного поля, наблюдаемые на экваториальных
обсерваториях во время фазы восстановления, связаны с токами хвоста;
в) площадь полярной шапки Земли определяется токовой системой хвоста
магнитосферы, а положение шапки относительно геомагнитного полюса определяется величиной продольных токов зоны 1, кольцевой ток лишь незначительно влияет на размер и положение полярной шапки.
6. В приближении эквипотенциальное магнитосферных силовых линий разрабо-
тан метод проектирования электрического поля солнечного ветра в магнитосферу и высокоширотную ионосферу. При этом:
а) получена модель конвекции в магнитосфере для южной вертикальной ком-
поненты ММП, хорошо совпадающая с наблюдениями и учитывающая влияние горизонтальных Вх- и В^-компонент;
б) построено пространственное распределение магнитосферно-ионосферных
продольных токов и вычислен магнитный эффект соответствующих токовых систем.
7. Проведена классификация траекторий энергичных частиц во внешней магнито-
сфере. На базе ранее полученных аналитических расчетов траекторий частиц в окрестности магнитогидродинамических разрывов исследованы решения уравнения Власова:
а) показано, что структура тонкого токового слоя в хвосте магнитосферы
определяется конкурирующим влиянием диамагнитного и парамагнитного токов, сформированных пролетными частицами;
б) продемонстрирована возможность формирования самосогласованного тон-
кого токового слоя пролетными частицами. Потоки этих частиц вдали от слоя сконцентрированы в малом телесном угле вдоль магнитного поля;
в) показано, что во внешней магнитосфере существует "рассеянно" частиц по второму адиабатическому инварианту, вызванное изменением связности разреженной области в фазовом пространстве, и описан эффект этого рассеяния.
Личное участие автора в получении научных результатов и взаимоотношение с соавторами. Главные положения диессертации получены автором лично и опубликованы в одной монографии и шести статьях без соавторов. Часть работ, выполненных совместно с Е.С. Беленькой, В.В. Калегаевым и Х.В. Маловой, вошла в защищенные ими под руководством И.И. Алексеева кандидатские диссертации. В работах, выполненных с соавторами, все соавторы внесли равный научный вклад. И.И. Алексееву принадлежит постановка задач, им были получены аналитические решения, использованные в этих работах. Большая часть численных расчетов по моделированию магннтосферного поля проведена с использованием программного комплекса, подготовленного И.И. Алексеевым.
