ВОЗМОЖНА ЛИ ГЕНЕРАЦИЯ ОБРАТНОЙ БЫСТРОЙ УДАРНОЙ ВОЛНЫ В ПОТОКЕ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В МАГНИТОСЛОЕ ПЕРЕД ПЛАНЕТАРНОЙ МАГНИТОСФЕРОЙ? С.А.ГРИБ ГАО РАН, СПб, Россия

Известно, что на основе множества межпланетных данных известные исследователи [Gosling et al.,1988; Burlaga, 1995; Lugaz et al., 2010] говорят о существовании в потоке солнечного ветра особого типа магнитогидродинамических (МГД) ударных волн, называемых обратными ударными волнами. Их основным свойством является то, что будучи направленными в одну сторону, они в действительности распространяются в «абсолютной» системе отсчёта в противоположном направлении вследствие переноса их сверхальфвеновским или сверхзвуковым потоком плазмы.

Образование обратных ударных волн RS за счёт столкновения двух потоков с разными скоростями

Пример численного расчёта изменения скорости потока и давления при распространении по потоку двойной ударной волны, состоящей из прямой волны, движущейся от Солнца, и обратной волны, направленной к Солнцу, но движущейся от него (Gosling ; lasp.colorado.edu/~reu/summer-2007/.../Solar_Wind_Gosling.ppt] ).

Воздействие возмущений солнечного ветра на магнитосферу Земли

Утверждается, что такие волны появляются в солнечном ветре в связи с взаимодействием межпланетных коротирующих областей, а также при движении корональных выбросов массы и около гелиопаузы.. Задачей данного исследования является доказательство того, что этот тип быстрых МГД ударных волн может генерироваться внутри магнитослоя в дозвуковой области вблизи линии Земля-Солнце перед планетарной магнитосферой в результате нелинейного опрокидывания обратной МГД волны сжатия.

Для описания непрерывного потока плазмы используем известные уравнения магнитной гидродинамики: где ρ - плотность заряженных частиц, v - вектор скорости потока, р – величина давления, n – показатель политропы, B – вектор индукции межпланетного магнитного поля. Соответственно имеется замкнутая система дифферен- циальных уравнений для восьми переменных.

Схема движения волн в магнитослое на плоскости r, t, где r – расстояние, а t – время. Сплошная линия отражает движение ударной волны S. Здесь R 5, R 8, R 9 – волны разрежения, S - МГД волна сжатия или ударная волна, S 2 – ударная волна солнечного ветра, S 1, S 3, S 7 –фронт носовой ударной волны, C m - магнитопауза, δ – толщина магнитослоя, Т – тангенциальный разрыв.

Закон движения магнитопаузы в неподвижной системе координат приближенно можно выразить в виде: где - время сжатия. Ищется огибающая семейства характеристик MГД уравнений как предельная линия, на которой нарушается изэнтропичность потока и образуется сильный разрыв. Пользуемся классическим аналитическим МГД методом с использованием инвариантов Римана.

Неравенство, выражающее необходимое условие для опрокидывания отражённой волны сжатия: - первоначальная ширина магнитослоя; U – скорость потока в окрестности магнитопаузы; U 1 – скорость смещения фронта носовой ударной волны по направлению к Земле; Δt – время сжатия магнитосферы; t 1 – время пересечения нестационарной ударной волной магнитослоя, - место и момент времени возникновения предельной линии. Неравенство не выполняется в случае взаимодействия неударной отражённой волны сжатия с тылом носовой ударной волны. Делается оценка выполнения неравенства для типичных значений числа Маха ударных волн солнечного ветра: M=1,5 и 4,5. Оценки производятся для различных значений ММП.

Нетрудно оценить справедливость выполнения неравенства для типичных значений числа Маха умеренных по интенсивности ударных волн солнечного ветра: M=1,5 и 4,5. Оценки производятся для типичных исходных параметров и для различных значений минимального магнитного поля ММП (В). Они приводятся в таблице. Следует отметить, что в магнитослое возникают вторичные волны в результате столкновений нестационарных ударных волн солнечного ветра с системой головная (носовая) ударная волна – магнитопауза. Эти волны выравнивают плазменные параметры потока в области между магнитопаузой и головным фронтом. При этом МГД волна разрежения распространяется от тыла головной ударной волны к магнитосфере Земли и приходит к ней через время 3-5 минут после внезапного сжатия магнитосферы Земли ударной волной солнечного ветра. Эта волна разрежения отражается от магнитопаузы как быстрая магнитозвуковая МГД волна, которая может нелинейно опрокинуться, образуя быструю обратную ударную волну на пути к тылу фронта головной или носовой МГД ударной волны. Оказалось возможным найти место и время образования обратной ударной волны до столкновения отражённой волны сжатия с головным фронтом.

Ударная волна, отраженная от плазмопаузы, сохраняет свой ударный M, c 1 γ B, γ t min, sx min km U(t min +Δt) km U 1 (t 1 +t min +Δt) km M=1,55/ ,62015, c 1 =1785/33,593-16,55015, , · 10 ² ,576-13,52014, M=4,55/ · 10 ² 256 · 10 ² 249 · 10 ² c 1 =2025/33,593-10, · 10 ² 244 · 10 ² , · 10 ² 219 · 10 ² 33,576-15, · 10 ² 228 · 10 ² Типичные значения величин, входящих в неравенство, определяющее опрокидывание волны.

Основные результаты данного исследования сводятся к следующим выводам: 1. Доказана возможность возникновения обратной быстрой МГД ударной волны внутри магнитослоя в результате нелинейного опрокидывания быстрой нелинейной МГД волны сжатия, отражённой от планетарной магнитопаузы: и, s – МГД волна сжатия, отражённая от магнитопаузы; S – новая обратная ударная волна; R - вторичная волна разрежения, возникшая в результате столкновения двух ударных волн; T- тангенциальный разрыв. Рассмотренный процесс будет повторяться с уменьшенной интенсивностью. 2. Обратная быстрая ударная волна, возникающая в магнитослое, не сдувается вблизи линии Земля-Солнце дозвуковым потоком по направлению к планетарной магнитосфере. 3. Предполагается, что обратное (направленное к Солнцу) смещение фронта носовой ударной волны, наблюдаемое на космическом аппарате Cluster SC3 [Pallochia et al., 2010], указывает на воздействие на него обратной ударной волны, возникающей в магнитослое. 4. Вторичная волна разрежения делает профиль возмущения геомагнитного поля SSC, связанный с приходом к магнитосфере межпланетной ударной волны, менее резким, что действительно наблюдалось в частности ещё на космическом аппарате OGO 3 [Sugiura et al., 1968]. Работа выполнена при частичной поддержке грантом РФФИ и программой ОФН-15.

Burlaga L.F. Interplanetary Magnetohydrodynamics. New York, Oxford University Press, Gosling J.T., Bame S.J. et al. // J.Geophys.Res., 1988, v.93, A8, pp GribS.A., Pushkar E.A. // Pl. Space Sci., 58, (2010) , doi: /j.pss Pallochia G., Samsonov A.A.et al. // Ann.Geophys., 2010, 28, Sugiura M, Skillman T.L.et al. // J.Geophys. Res., 1968, 73,

СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ!