150 / 320
148
ММП (импульсы), длительность наблюдения которых на космических
аппаратах вблизи орбиты Земли составляет лишь единицы или десятки
минут (см., например, [
Рязанцева и др., 2002
]). Интерес к таким событиям
связан прежде всего с тем, что они могут быть весьма геоэффективными
в части резкого возмущения магнитосферы [
Рязанцева и др., 2003
]. Одним
из ключевых вопросов при этом является проблема устойчивости или,
наоборот, изменчивости таких структур солнечного ветра при их
распространении.
В настоящей работе одномерное магнитогидродинамическое
моделирование применено для выяснения возможной динамики таких
возмущений, в частности, больших импульсов плотности плазмы на фоне
однородного невозмущенного солнечного ветра и межпланетного
магнитного поля. В этом случае не учитывается расширение коронального
газа на пути от Солнца, т.е. моделирование носит локальный характер.
Однако для рассматриваемых небольших (в сравнении с 1 а.е.) расстояний
такое предположение допустимо.
В первой части выполнено моделирование эволюции конкретного
уединенного возмущения плотности и ММП, наблюдавшегося на двух КА.
Во второй части рассмотрена более общая задача об устойчивости
подобного возмущения солнечного ветра, образовавшегося достаточно
далеко от Земли вверх по потоку. Пространственно-временное
моделирование проводилось с помощью специально созданной
компьютерной программы по исследованию волновых процессов
в космической плазме, реализующей МГД-уравнения для вязкой жидкости,
дополненные уравнением переноса тепла.
Плазма солнечного ветра отличается крайней разреженностью, и
использование МГД-уравнений с диссипацией и теплопереносом
для описания в ней волновых явлений требует введения некоторых
ограничений. Так как кулоновские столкновения в рассматриваемой
плазме незначительны, то под вязкостью в МГД-уравнениях следует
понимать эффективную вязкость, связанную с хаотическими волновыми
процессами.
Необходимо отметить, что система МГД-уравнений с уравнением
теплопереноса справедлива только для низкочастотных возмущений. Это
позволяет в рамках почти стационарных движений для политропного газа
ввести в МГД-уравнения температуру через выражение для энтропии [8]:
1
ln
( 1)
R kT
S
m
,
где
–
молекулярная масса,
R –
газовая постоянная, и
– отношение
теплоемкостей. Такой переход от энтропии к температуре в исходных