Бесплатный автореферат и диссертация по геологии на тему

Теория магнитного барьера и обтекание солнечным ветром магнитосферы

ВАК РФ 04.00.22, Геофизика

Автореферат диссертации по теме "Теория магнитного барьера и обтекание солнечным ветром магнитосферы"

Санкт-Петербургский государственный университет

На праЕах рукописи УДК 550.383

Еркаев Николай Васильевич

Теория магнитного барьера п обтекание солнечным патрон магнитосферы

04.00.22 - Геофизика

Автореферат диссертация па соискание ученой степени докторп Сизико-иатематачесишс паук

Сапкт-Пэтербург 1992

Работа выполнена в Вычислительном Центре СО РАН в г.Красноярск

Официальные оппоненты:

доктор 4изико-*атематических наук, профессор Баренцев Рек Георгиевич

доктор физико-математических наук, профессор Тверской Борис Аркадьевич

доктор Аизико-математичэских наук Ыальцев Юрий Павлович

Ведущая организация - Сиб.ИЗШР РАН, г.Иркутск.

Защита соотоится " ¿6" _ 1992 г. в 15 чао.

на заседании Специализированного Совета Д.063.67.Б1 по защите диссертаций на соискание учэной степени доктора физико-математических наук при Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 199164, Оанкт-Петербу! Университетская набережная 7/9

Автореферат разослан Сси/яелЛ 1992 г.

Ученый секретарь специализированного совета, кандидат физико-математических наук

О.А.Зайцег

•¡ПМг.

I

1

■у-'- ! Актуальность проблемы. Экспериментальное исследование V, 'л околоземного космического пространства с помощью ИСЗ послу--гмо мощным стимулом для теоретических рас5от по математическому моделированию взаимодействия солнечного ветра с различными объектами солнечной системы и, в частности, с магнитным полем Земли. В настоящее время установлено, что состояла магнитосферы в значительной мере контролируется магнитным шлем солнечного ветра. Накоплен богатый экспериментальный материал о зависимости магнитасфоргаго электрического поля от различных компонент ноЕПланетного магнитного шля (12Я1), требупций теоретического осмысления на осноеэ достаточно полной физической модели. Отмечается сильная зависимость электрического поля в магнитосфере и ионосфере от угла .поворота вектора МУП относительно северного направления, йгеются твкга данные о зависимости разности потенциалов поперек полярной папки ионосферы от ешой компоненты !~Я1. С . другой стороны,имеются экспериментальные данные о магнитном поле и слоеной слоистой структуре течения солнечного ветра вблизи границы магнитосфер!, которые необходимо интерпретировать на основе решения задачи обтекания солнечным ветром магнитосферы. Максимум магнитного поля в переходном слое перед границей магнитосферы нелинейным образом зависит от мен-планетного магнитного поля. При атом определенное по максимуму поля магнитное давлепие оказывается сравнимым с газокинетическим давлением плазмы.

В области обтекания солнечным ветром магнитосферы его энергия претерпевает слоеную цепь преобразований. На фронте головной ударной волны кинетическая анергия штока преобразуется в тепловую. Далее часть тепловой энергии преобразуется в магнитную энергию в относительно тонком слое, распо-лагащемся вблизи границы , разделяшей магнитные поля солнечного и магнитосфорпого происхождения и называемой магни-топаузой. Нагнитопаузя согласно экспериментальным данным является проницаемой для плазмы поверхностью. Прошедиая через нее плазма двш:ется в геомагнитном поле и образует относительно тонкий слой, называемый входным слоем на дневной стороне границы магнитосферы и мантией - на ночной стороне.

Одним из центральных в мапштосферкой физике является вопрос о механизмах генерации электрического поля на границе

магнитосферы и его связи о параметрами солнечного ветра. Согласно существующим представлениям, можно выдолить три основных механизма генерации электрического поля на границе магнитосферы - квазивязкий, диффузионный и волновой. Квазивязкий механизм предполагает существование эффективной силы трения между солнечным ветром в переходной области и плазменным тлоем, под действием коирой плазма внутри магнитосферы вблизи границы приобретает скорость поперек силовых линий геомагнитного поля и при этом поляризуется. В основе второго механизма - диффузионного - рассматривается обусловленная конечной проводимостью плазмы диффузия магнитного поля на границе магнитосферы на фоне заданного ноля скоростей обтеквщэго потока.

Волновой механизм пересоединения, предложенный впервые Петчеком, предполагает образование в окрестности линии перо-соединения в диффузионной области альвеновских и медленных ударных волн, на фронте которых происходит резкий поворот магнитных силовых линий.

Теоретическим работам, посвященным исследованию МГД пе-росоединения, предшествовала известная модель Донки, основан-нвя на качественных соображениях. В дальнейшем сна получило развитие в серии работ по "вакуумному пере сое диношяэ, в которых рассматривалась суперпозиция далольного поля с произвольно ориентированным однородным магнитным полем. Такой подход позволил получить в предположении вквипстенциальности магнитных силовых линий качественно верное представление о направлении электрического поля внутри магнитосферы при различных ориентация! МШ. Однако, в количественном отношении модель была неудовлетворительна, так как давала существенно завышенные разности потенциалов в полярной шапке. Учет экранирования далольного поля,введение токового слоя и подбор эффективного коэффициента ослабления ЫИЛ, проникающего внутрь магнитосферы, позволяет существенно улучшить согласие рассчитываемого распределения электрического потенциала в полярной шапке о наблвдаэыым. Однако, при таком подходе остается неясным физический механизм проникновения внутрь магнитосферы магнитного и электрического полей. Для того, чтобы дать ответ на этот вопроо, необходимо решить задачу обтекания мргнитос-ферл с учетом диссипации. При этом исследования неооходимо

вести в двух направлениях. С одной стороны, очень вахной является задача моделирования физических механизмов на плазменном кинетическом уровне, с которыми связаны диссипативные коэффициенты. О другой стороны, нз менее вакен анализ крупномасштабной структуры течения и его характерных особенностей в области обтекания магнитосферы при заданной проводимости среда.

Цель диссертационной работы.Целью данной работы является разработка асимптотической ИГД теории тонких магнитных слоев и применение ее к решению задачи обтекания солнечным ветром магнитосферы с учетом магнитного пересоединения.

Теоретическая значимость работы состоит в развитии асимптотического метода пограпичных слоев применительно к описанию относительно тонких магнитных областей, возникающих в результате взаимодействия солнечном ветра с преградой.

Научная новизна. В диссертации впервые разработана общая методика расчета трехмерных магнитных слоев в плазме о высокой проводимостью. По этой методике получено решение задачи обтекания магнитосферы при больших числах Иаха-АльЕвна в области магнитного барьера и в слое пересоединения магнит-пых полей.

В работе получен ряд новых результатов:

- проведен анализ возмущений параметров переходного слоя, связанных с коллшеарной скорости компонентой магнитного шля солнечного ветра ;

- разработана асимптотическая теория магнитного Барьера на границе магнитосферы, существующего при наличии поперечной к скорости составляющей магнитного поля в набегающем потоке;

- разработана методика численного репения трехмерных уравнений магнитного барьера, на основе которой проведена серия расчетов обтекания модельных тел, аппроксимирующих магнитосферу;

- определены пробили влектрического и магнитны'о полей, га-зокинетичоского давления, плотности и скорости вблизи границы магнитосферы;

- разработвна методика расчэта области перэсоединения магнитных полей, согласованной с течением в области магнитного барьера, по которой получено распределение влектрического

потенциала на границе магнитосферы и профили ЫГД параметров поперек области пересоединения. - исследована структура магнитного барьера и области пэресоединения в дозвуковом и сверхзвуковом режимах в случае об-.. теканил двумерное магнитосферы с линейным током применительно к моделировании взаимодействия солнечного ветра с изолированным вспытеч.лм потоком.

Практическая ценность.

Совокупность результатов, полученных в диссертации, является крупным обобщением и развитием теории взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли.

Расчет областей магнитного барьера с учетом пересоединения магнитного поля позволил установить связь потока анергии внутрь магнитосферы и глобальной разности потенциалов влектрического поля в ионосфере непосредственно о параметрами солночного ветра.

Объем работы.

Диссертация содержит 312 отраниц машинописного текста, 48 рисунков. Она состоит из введения, шести глав, заключения приложения и списка литературы, включающего 167 наименований.

Апробация работы. Основные результаты работы докладывались на семинарах лаборатории фгаики магнитосферы ШШ ЛГУ , на Всесовзном симпозиуме по физике геомагнитооферы (Иркутск, 1977), на школах-семинарах по математическому моделировании ближнего космоса ( Шушенское, Дивногорск, 1961г., Тбилиси 1933 г.), на Всесовзном семинара "Физические основы прогнозирования магнитоофорных возмущений" ( Ленинград-Ольгшю, 1984 г.), на Всесоюзном симпозиуме по исследованию магнитных и влектрических полэй в магнитооферв ( Москва,1985), на Всесовзном совещании по математическим моделям ближнего космоса (Москва,1988), на Апатитских семинарах (Апатиты 1990,1991), прёдотавлялись на 19 Генеральной ассамблее МАГА ( Ванкувер, 1987), докладывались на 20 Генеральной ассамблее МАГА (Вена, 1991).

11о тематике диссертации опубликовано 2 монографии и 22 статьи л центральной печати.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении обоснована актуальность темы, определен круг

роааемл задач и сформулированы основные научные результаты работы.

В главе I рассмотрены вопросы, связанные с общей постановкой задачи обтекания магнитосферы. Проблема взаимодействия солпочного Еетра с геомагнитным полем распадается на ряд более простых и относительно самостоятельных этапов, включающих задачи:

- обтекания солнечннм взтром заданной поверхности,

- определения форгы обтекво?;ой поверхности,

- расчета магпитостатпческого поля внутри магнитосферы и продольных токов, втекащих в ионосферу.

Постановка задачи обтекания магнитосферы предполагает, что на препятствие набегает однородный сверхзвуковой поток идеально проводящего газа со слабим вморогенным магнитным по-лэм. При этом отноябниэ плотностей магнитной и кинетической энергий в нсйогаппэм потоке является малым параметром задачи:

V - В? /(8тср^)«1.

Па границе магнитосферу, предполагаемой заданной обтека-еиой поверхностью, долгно бить еыполн'эно условие равенства нули нормальной ког.шоненты скорости.

Рассмотрены способы аналитической аппроксимации фор:ш магнитосферы в трехмерной и двумерной (.юдолях. Для ньютоновского давления получена сравнительно простая асимптотика границы магнитосферы в хвостовой части, согласующаяся о в?лшри-ческой зависимостью.

Получала оценка обратного шшяния на обтекание замкнутых через ионосферу продольных токов. Согласно оценке, эти токи могут вызывать залетное электромагнитное тордогение об-текавдего потока лшь в тонком слое ( ~ 1000км) на граница магнитосферы. ,

Во второй глвеэ рассмотрена постановка линейной кинематической задачи, которая является результатом формального стремления к бесконечности параметра Иаха-Альвена. В этом случае получается предельная система уравнений, в которой плотность, скорость и давление определяются из решения газо-дина.чдческсй задачи обтекания, а магнитное поле удовлетворяет линейной системо урашюний:

с117(В) = а, го1(и«в) - о.

Получсш аналитические вырагания для компонент магнитного поля вблизи обтекаемой повери.ости для произвольного осесшмвт-рнчного поля скоростей.

В1 - Вм [в1п9о совф (гри^г)0,0^1 ц~0'5 + сов9ори,-],

В^ - - Вм в1пф в1пео(гр/2и,)0-5 .

Здесь р , и^ - газодинамические плотность и скорость но обтекаемой поверхности, отнордфовашше к невозмущешаш значениям рв к ив соответственно, г - расстоянии до оси симметрии, ц - расстояние до обтекаемой поверхности, ф - азимутальный угол, во - угол между векторами ив и Бо , В( п -иэридаональная к азимутальная компонента магнитного поля, а » 0(рихг)/О1 (рг)~1, ао - значение функции а в лобовой точке. В отои решении магнитное поло имеет степенную сшсгулярность но обтекаемой поверхности. Из этого факта следует вывод о сингулярности малого параметра задачи нодиссипотивного о6токе:гля -обратного числа Уаха-Альвоиа. Прп любом, как угодно налои значении параметра шхшо лазать достаточно близкую к оОтекзо^за поверхности облзсть, в которой пренебрегать иапштнымл силшлг в уравнениях дшеяния плазла нельзя. Толдкна а то."; облаете оцэ-нпваэтея из сравнения магнитного и теплового давлений и оказывается пропорциональной квадрату обратного числа Махо-¿льЕОиа. Пограничный слой, связанный о пера^эгро^ Цахв-Длььо-по, представляет собой тонкую область сильного ногнптнох-о поля, называемую ивпштныы барьерои. Рассмотрена дпегапвтшашя линейная задача с учетоа конечной проводимости плазгоы п получено соотноаеняо иовду иагштши чяслси Рейнольдса п числои Цаха-Альвена, которое является условием существования магюгг-пого барьера: ИАи< 1Ц!/*. Используя пироко распространенную оценку для аффективного магнитного числа РеЕнольдса : Нега » Ю5 , получаем неравенство:

Ш - и р )°'5/В < 15.

и С» гв' Й

Третья глава посвящена анализу рошеиий осесимметричннх

задач МГЦ обтекания. Течения о осевой симметрией могут реализоваться лишь в двух случаях - при параллельном скорости магнитном поле и при азимутальном. Рассмотренные «одели позволяют исследовать отдельно влияние продольной и поперечной компонент магнитного поля па обтекание.

Первый случай является наиболее просиял для исследования. При етом магнитное поло всюду ориентировано вдоль скорости потока, магнитный барьер отсутствует и возмущения, связанные о кагатл ам полем, равномерно исчезают при стремлении к бесконечности параметра Наха-Альвена. Напряген-кооть магнитного ^ шля в этом случае всюду пропорциональна плотности потока массы: В - к ри, где к - постоянный .'люгитель, зависящий от нрвозмущешшх параметров: 1с. -В /р и Это соотношение позволяет исключить магнитное поле

« ' I» со

из 11ГД уравнений ,

Решение задачи обтекания о продольным магнитным полем получено в аналитическом виде в рамках упрощенных моделей -моделей тонкого и однородного слоя. Найдены возмущения 11ГД параметров потока неяду ударной волной и обтекаемым телом, связанные с вмороненкым магнитным иолам. Включение магнитного шля приводит к уменьшению толщины переходного слоя в дозвуковой области обтекания и увеличению - в сверхзвуковой области. Последний эффект усиливается по мере удаления от лобовой точки.

В случав азимутального направления магнитного поля в потеке исследован класс автомодельнше решений, описывающих обтекание осесикметричных модельных тел с медленно расширяющимся енйл по потоку сечением. Интерес к втем решениям объясняется гам, что они являются о одной стороны более простыми объектами для исследования по сравнению с трехмерными течениями, а о другой стороны - позволяют моделировать формирование в потоке идеально проводящего газа таща важных физических областей, как магнитный барьер, в котором магнитное давление является доминирующим и оказывает сильнее воздействие на параметры потока.

Согласно найденному аналитическому решению, вблизи об-обтекаемой поверхности располагается магнитный слой, характеризуемый достаточно большим отношением магнитного давления к тепловому. Уменьшение теплового давления согсрововдается

уменьшением плотности и возрастанием скорости при постоянной плотности кинетической анергии.

В четвертой главе изложены методика и результаты раса-та течения в магнитном слое, располагащемся вблизи обтекав- . изй поверхности. Толщина втого слоя, называемого магнитным барьером, предполагается малой, и для его отшсания применяется асимптотический мпто„ пограничых функций. При атом вводится связанная с поверхностью система координат 1, ц,<р , в которой расстояние р. по нормали к обтекаемой поверхности отно-ршровано к малому параметру V, характеризующему толщину слоя: ц - ц /V , V - . Следствием приблгсеения пограничного слоя, . на котором основана теория магнитного барьера, является условие неизменности полного давления поперек слоя по нормали к обтекаемой поверхности: ОП/Оц. = О. Отсвда следует, что полное давление в слое зависит только от поверхностных координат: П - Р*(1,ф) . О точностью до членов порядка 0(у) ыоено полагать что функция Р*(1,ф) описывает распределение газодинамического давления на обтекаемой поверхности, найденного из рошопия задачи обтекания баз магнитного поля.

Существенным элементом в теории магнитного барьера является вмороженная в среду лагрангэва система координат а,р,7 , определяемая равенствами:

Переменные Ф,7 имеют ясный физический смысл: параметр 7 -вто время перемещения бесконечно малого влемэита газа вдоль им тока, отмэряемое с момента пересечения некоторой фас-спрованной плоскости; параметр © - потенциал электрического поля. Третья пероменная ф является гатариаитоы шгаросзнности и равпэ криволинейному интегралу вдоль магнитной силовой линий:

Здесь предполагается, что начальная точка интегрирования А принадлежит осевой линии тока. Для течений с вчороконтшм

и«В =с уф, В -с , ри -

А

А

о

магнитным полем параметр ф сохраняет постоянное значение, если конечная точка интегрирования А находится на одной и той яе линии тока.

Введенные выше параметры ф,Ф,7 удобно принять в качестве независимых координат. Тогда искомыми функциями становятся поверхностные координаты 1,<р п рзсстошше до поверхности При этом компоненты скорости н магнитного шля могут быть найдены дифференцированием функций 1,ц,ф:

01 (Эф В _Ч> г Р 0ф - Г — . 0ф В Р 0Ц И —Щ 0ф

01 С ■ '1 07 • и 9 0ф »г — , 07 и 1» - ^ ° От

Ц1 =

Учитывая относительно небольшуп толщину магнитного барьера, необходимо отнор.ировать параметры ф,Ф. и ввести безразмерные переменные а,р,:

а - ф 11АвВм/рв

Р ' '

где - число ?1аха-Альвена перед головной ударной волной. Система уравнений магнитного барьера, полученная с использованием вариационного принципа и введенных гага норлировок, имеет следупций вид:

01 0 „ „ 1 ОР*

—7--(Р I.) + гг (С - рС) +--= 0,

07 Оа 1 7 а р <31

0ф 0 г,

—т--(от ) - 2 (ф I ~ р со I ) - О,

0Т 5а а г 7 н

0! 0ф йг

Зр* + 0.5рг(1^ + г2^) - Р*(1), 1т - - , фт - - .

01 бф Щц.,1,ф)/Э(а,р,7) = 1 /(рг), I « — , фа - — .

"да а да

Здесь г - расстояние до оси симметрии, зависимость г(1) -уравнение образующей обтекаемой поверхности, предполагаемой осесимметричной.

Отличительной особенностью системы уравнений магнитного. барьера является расщепление ее на совокупность двумерных уравнений , описывающих касательные по отношению к обтекаемой поверхности смешени. вмороженной силовых линии магнитного поля. При 8том для определения смещений силовой линии по нормали к поверхности необходимо решить одно линейное трехмерное уравнение. Общий вид системы ассоциируется с нелинейной струной, характеризуемой коэффициентом упругости р и деформациями I , <ра . При этом переменная 7 имеет смысл текущего времени, а а - декартова координата точек струны в ее недеформированном состоянии перед фронтом головной ударной волны. Зависимость коэффициента упругости - плотности от деформации струны задана нелинейным алгебраическим уравнением, связывающим магнитное и газокинетическое давления с полным давлением плазмы. Важным свойством рассматриваемой струны является существование Лагранжиана и Гамильтониана:

Ь - О.Б(Г; + г2!^ ) - 0.5р(1® + г2^ ) - —--Р*/р,

т т а а р (зе—1)

Н - 0.6(1!; + г2^; ) + 0.5р(12 + г2^ ) + + Р*/р .

Т 7 а а рСае-1)

Выражение Н без последнего слагаемого представляет собой сумму плотностей кинетической, магнитной и тепловой энергий, р - газокинетическое давление, которое для изоэнтропического течения связано о плотностью уравнением адиабаты: р - вр". Вариация интеграла ^/ЬйпЛу равна нулю на решении уравнений магнитного барьера. Интеграл от функции Н можно интерпретировать как анергию магнитной струны. 'Гак как струна имеет бесконечную длину, то ее полная анэргия также бесконечно велика. Поэтому физический смысл имеет изменение энергии струны: 3№ - /(Н-Еи)<1а , где Н^ - невозмущенное значение плотности энергии:

Н - (и* /2 + в* / (4тфж) + —}/иI .

(ж-1 )Р.

[ри интегрального возмущения энергии струны справедлив закон сохранения:

J(H-HJda = 0.

—оо

В области магнитного бврьера энтропия меняется мало, эднако в области пересоединэния возможно появление ударных волн, сопровоздащихсл сначкаг.от энтропии. Поэтому п этом случае от уравнения адиабаты пвобходимо отказаться и заменить его более общим уравнением сохранения энергии магнитной струны в дифференциальной форме:

ana

- = - 0(1 I ¥ I^W ф >

а 7 а/ -1 ■ т

В случае стационарного обтекания исходная трехмерная система уравнений расщепляется на двумерные подсистемы, определяющие распределения касательных компонент скорости и магнитного поля, а таюке плотности и давления в пределах каждой поверхности постоянного электрического потенциала.

Магнитное поле существенно меняет структуру течения газа в области магнитного барьера, увеличивая скорость дшпгапия поперек силовых линий. Возрастание магнитного давления сопровождается уменьшением давления плазмы и ого градиента, что приводит к уменьшении растекания вдоль магнитного поля. В результате на обтекаемой поверхности позникоет лшгая Еотвления лшшй тока, располагающаяся в плоскости векторов . На

поверхности обтекания линии тока ориентированы вдоль геодезических направлений, ортогонально которым направлены силоеыэ линии магнитного поля. Преимущественное растекание плазмы поперек магнитного поля способствует развитию неустойчивости Кольшша-Гельмго,пьца на границе мвгнитосферы.

В пятой глава рассмотрена модоль обтекания магнитосферы о учетом пере соединения мапштпых полей. Из теории недиссша-тивного магнитного барьера слодует, что модули векторов магнитного ноля на внешней и внутренней сторонах границы магнитосферы должны бить равными. Однако, эксперимент покезыЕаат, что геомагнитное поло имеет как правило большую напряг.е1шость, чем поле солнечного ветра вблизи границы магнитосферы. Сильным огршгачителем роста магнитного поля в области мппгатного барьера является механизм Петчока порасоединэння магнитных

силовых линий. В втом случав новым элементом в постановке задачи является линия пересоединения, на которой задано соотношение мавдг нормальной компонентой скорости потока и альввнов-ской скоростью, называемое условием Петчека: ип = g т/д. Значение параметра Петчека е обратно пропорционально логарифму от эффективного магнитного числа Рейнольдса и определяется условием сращивания решений в диффузионной и конвективной областям пересоединения: g ~ 0.1-0.2.

Рбшение, приведенное в работе, соответствует случаю сильно несимметричного пересоединения магнитных полей, в котором магнитный барьер граничит с областью г.^ресоединения вдоль поверхности альвеновского разрыва, отождествляемого с магнито-паузой. Область перосоединения представляет собой достаточно тонкий слой, для описания которого такко пригодны приведенные выше уравнения магнитного барьера. Внутренней границей обласп пересоединения, отделяющей ее от магштосфорной плазмы, является поверхность контактного разрыва, на котором должны быть •непрерывны вектора магнитного и электрического полей, а также скорости. На этой границе могут быть разрывными лишь энтропия и плотность плазмы. Поверхности альвеновского и контактного разрывов пересекаются вдоль линии пересоединения.

О учетом условия Петчека и определенных численно зависимостей магнитного шля, плотности и скорости внутри магнитного барьера был найден максимум магнитного шля как функция от параметров солнечного ветра :

В = (8хр )°-5и 1(Ы, ) ,

шах поо' ей * л»

где ЫАа> число Маха-Альввна в солнечном ветре.

При больших значениях ЫШ и .соответственно, умеренных числах МДи значение функции X(ЫДш) близко к единице. О ростом параметра МАю функция монотонно стремится к нулю. Полученная численно зависимость Втах(МДо>) удовлетворительно согласуется с эмпирической. Кроме магнитного поля были вычислены распределения электрического поля и потенциала на границе магнитосферы для различных параметров солнечного ветра. Определена глобальная разность потенциалов "Утро-Вечер", которая монотонно возрастает с увеличением юигой компоненты можшшштного магнитного гюля. В частности, для В2л= 5нТ,

и^- 500км/с она составляет 80 кВ. При этом электрическое поле в подсолнечной точке яа границе магнитосферы равно 1.6 мВ/м, что удовлетворительно согласуется с эмпирическими представлениями.

Стыковка моделей магнитного барьера и пересооданегстя позволила установить связь параметров плаз:,а; и магнитного поля на граница магнитосферы, о такта магнитосфэрного электрического поля "Утро-Вечер'* непосродствэшю с параметрами солнечного ветра: рв, и , Вм. В табл.1 представлены значения электрического и магнитного полей вблизи лобовой точки магнитосферы для различных чисел Маха-Альвена в солнечном ветре. В табл.2 даны разности потенциалов "Утро-Вечер" для двух значений скорости солнечного ветра п различных напрякотоюстей 1.СМП южного направления.

В случае малого давления плазмы внутри ?,'аиг>т)с£уры границей магнитосферного магнитного тюля является вращательный разрыв, распростраплкчийся от .тяготи поресоеднизпия. Он проницаем для плаз?,и, которая образует высокоширотный пограничный слой . Паросокащая альвеновский разрыв плазма ускоряется натягопием магнитного поля до значений, провыиаищих скорость нопозмущонпого солнзчного ветра, и дютготся в геомагнитном поло в иапрзвлсггки посла. Прс^едаап чг-роз область каспа плата существенно тормозится и образует слой, гоггор-протируемый как моптия на ночкой стороне гршпзд магнитосфера.

Рассмотрят! двумерные постановки КЕВЗистацпснпрных задач обтоканкл знмагшппнным солкочкнм ветром полости от линейного тока, которые представляй? интерес в связи с моделированием распространения вспышечшх магнитных областей с солнечном гетре. Характер взаи?.:одойствия г.-эгйзтной области о окруяащим потоком существенно зависит от ориентации магнитных полой внутри полости и з солнечном ватро. Если в лобовой точку магнитные шля еатитараллельны, то пересоедииониэ приводит к уменьшении силы сопротивления длитениа полости. При этом происходит отток энергии и рег.аствп па полости, вызывающий уменьшение еа размеров. В другом случсе, когда нагяит-поо поля в лоОоэоя точ1<з нэ меняет знача, происходит наксп-лонио плазмы и анергии в полости, сспрозоздапдзося увелачо-нием силы сопротивления.

- 'о —

Б глава 5 проводится обобщение теории недиссипативного магнитного поля на нестационарный случай. Рассмотрен.; нестационарное решение задачи переноса магнитных силовых трубок ] переходном слое от ударной волны до магнитопаузы при изменении во времени магнитного поля в солнечном ветре перед ударным фронтом. На линейной кинематической стадии максимум магнитного поля в переходном слое растет экспоненциально со вр< манем. Это продолжается до тех пор, пока магнитное давление не станет сравнимым с тепловым. Далее рост магнитного поля замедляется и сопровоадается уменьшением плотности и газоки-ыетического давления при постоянном полном давлении. При эк магнитное давление асимптотически приближается к своему вер: нэыу пределу, равному полному давлению в слое. Фронт с.мэны направления магнитного шля двинется вместе с плазмой, приближаясь к обтекаемой поверхности, пока не достигнет диффузионного пограничного слоя на границе магнитосферы. Получена зависимость от времени максимума магнитного поля, определяющая время.образования магнитного барьера: т - 15 мин. Это время характеризует запаздывание возникновения пересоединеш магнитных полей в подсолнечной точке с момента поворота магнитного поля перед фронтом головной ударной волны.

Применительно к моделированию начальной стадии образования всгшшечных магнитных облаков, исследоЕано решение задачи о формировании магнитной полости при радивлыюм нестационарном разлете проводящего газа в относительно слабом азимутальном магнитном поле. Возяикащая при разлете плазмы магнитная полость характеризуется малыми значениями плотноо-та а газокинетического давления при доминирующем магнитном давлении.

Автор благодарит проф. В.Г.Пивоварова, а такие коллектив лаборатории физики магнитосферы НИМФ СПбГУ за интерес к работе и полезные обсуждения.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

I, Еркаив II.Б., Пивоваров В.Г. Обтекание клина проводящим газом при наличии магнитного поля. Олучай присоединенной ударной волны// Численные методы механики сплошных

срод. 1974. Т.Б. й 2.С.7-1Э.

. Еркаев Н.В. .Пивоваров В.Г. Обтекагаш клина проводящим газом при наличии магнитного поля. Случ а отошедшей ударной волны// Числешше методы механики сплошных сред. 1974. Т.13. й 3. 0. 29-38.

I. Еркаев Н.В., Пивоваров В.Г. Газодинамическая модель обтекания солнечным ветром геомагнитной полости//Геомагн. и аэрономия. 1974. Т.14. й 6. 0.I0S5-I096.

1. Еркаjb Н.В., Пивоваров В.Г. 0 взаимодействии солнечного ветра с геомагнитным полем//Тоомаш. и аэрономия. 1975. Т.16.Л I. С.157-158.

¡. Еркаев Н.В., Пивоваров В.Г. Обтекание све'рхальвеиовкспм вдоальнопроводяэди.! газом сверхпроводящей офоры//Гэо?.згп. И аэрономия. 1975. Т.15. й I. 0.158-160.

5. Еркаев Н.В. Численный гатод роае:г;я задачи обтокпгсм солнечным потром Затупленного толп// В кн.: Матоматггтоскпо ютдолп Олсаюго космоса. Новосгбпрс:« Наука. IS77. С.24-33. Еркеяв Н.В., Пивоваров В.Г. Модель взагмодойспая солнечного сотри с магннтосфэрой. Постановка задачи //Геомагп. п зэрономия. 1978. Т.10. " I. 0.65-60.

3. Пдкоапроп В.Г., Ерксза и.П. Бзыг.:оцвГ:с:тз'?1 сояючяага Петра с tfnnrtTor'T^po't Hr'ja /Л1сг;эс"..5;'рс1с: !layi:n. 1970. ICBo. с'гге^зз П.З., 3,,!/!':ч 0.0. F. сзпрзс/ с дг.у.vysxr моделях т-пглт0сфзры//асслэ/.0пп!сл по г^сг^пттпп-п-- зареиояд я (["■зжэ Со.сяг». К.:Каука.1925, rvn.7d. 0.17~-133.

.'О.Прнпэп H.A., f-'эЕэяцоп Л.П., Гзтэтвклоз П.?. О rcrtosia спо-томзх па дозою? ггег:п;тспзуп// Г:'с"сгл. :: перенеся. 1955. Т.26. Ü G. С.Б62-863.

[I.EpKOOb H.D. Особептости Г.ГГД о0топе1!г.я «ппгзтооформ в окрестности точгс тср:ог0НЛЯ//Ггсгзта. п аэронедя. IS3S. Т.26. С.705-709.

I ?. SrSr.-.ev П.7., liatTsenkov I.T., Plrovarov V.O. Bolar rrind floT7 arounl tho aignetoephoM end eleotrlo fipM genera-tion//Report of micntlfio aotivlty In gemrAgnetioin and aeronoeny. Hagnetonpherio phenomsna. Uooootr. 1985. P.43-60.

[З.Ерхппп H.B., Мононцоп A.B. Обтекание магнитосферы з-области мпгеттного барьера// Мапштопфорннз исслздовання. 1 <*<?. а 9. 0.17-35.

U.Kj'4'v<ii Н.В. ¡чзультатн исследоптшл ЫГД обтекания мппшто-

сферы(о0зор)//Теомагн. и аэрономия. 1388. Т.28. М. С.529-541.

15.Еркаев Н.В. Обтекание магнитосферы солнечным ветром//!!.: ЫГК АН ССОР. 1989. I2VC.

16.Еркаев Н.В., Мезенцев A.B. Пересоединение магнитных полей на границе магнитосферы в окрестности подсолнечной точки// Ыагнитосферныа исследования. 1989. JSI3 . 0.65-74.

17.Еркаев Н.В., Мезенцев A.B. Обтекание магнитосферы в обл-ласти магнитного барьера с учетом пересоединения магнитных полей// В кн.: Физика космической и лабораторной плазмы. Новосибирск: Наука. 1989 . 0.С,2-86.

18.0оменов В.О., Еркаэв Н.В. Нелинейные ЫГД струны //магнито-сферкые исследования. 1990. Я 17. 0.21-35.

19.Еркаев Н.В., Ыезенцев A.B. МГД модель обтекания магнитосферы Земли о учетом пересоединения магнитных полей// Ыаг-нитосферные исследования. 1990. Я 17. 0.35-46.

го.Еркаев Н.В., Семенов B.C. Метод нелинейной струны в физике магнитосферы и солнца// Геомагн. и аэрономия. 1989. JÍ2. 0.222-227.

21.Бакаев Н.В., Семенов B.C., Хейн Ы.О. Нестационарное пересоединение Патчека. Конвективная область// Геомагн. и аэрономия. 1991. £2. 0.240-246.

22.Семенов В.О., Еркаев Н.В., Хейн И.Ф. Нестационарное пересоединение Петчекв. Конвективная область// Геомагн. п аэрономия. 1991. №. С.233-239.

23.Еркаев Н.В. К вопросу о механизмах генерации электрического поля на границе магнитосферы Земли// Геомагн. и

• аэрономия. 1991. J£G. 0.528-531.

24-.Erloiev N.V. The solar wind, flow over magnetospherc and re-oonneotion modolis// Report on Boientifia aotivity In gco-magnotiom and аегопоиу. Uagnetoopherio phenomena. Иовооя. 1991. P.5-22.