Физика межпланетного и околоземного пространства. Веселовский И.С - 15 стр.

хвостов у функций распределения. При определенных условиях
наблюдаются взаимопроникающие потоки.
       Время между столкновениями протонов можно оценить по
                                        t p  11, 4Tp        / n p ln  . Здесь Tp
                                                      3/ 2
известной формуле Спитцера                                                           –
температура в градусах, n p – плотность (см-3), ln  – кулоновский
логарифм. Такая оценка дает t p  1,8·106 с, т.е. одно столкновение
приблизительно за 20 суток. Соответствующее время для электронов с
                                                                    m pTp / meTe  30
                                                                        3     3
использованием приведенных в таблице данных в
раз меньше. При средней тепловой скорости протонов 47 км/с их
длина пробега 8,5·1012 см оказывается сравнимой с расстоянием от
Земли до Солнца. Средняя длина пробега электронов составляет при
тепловой скорости 2500 км/с приблизительно 0,4 а.е.
        Время движения плазмы от Солнца до Земли со скоростью 400
км/с составляет около 5 суток. В возмущенные периоды времени
скорость движения может быть выше вдвое или еще больше, так что
плазма может пробегать расстояние от Солнца до Земли менее, чем за
сутки. Скорость солнечного ветра ниже 250 км/с не наблюдалась.
        Происхождение солнечного ветра в настоящее время
связывают с динамическими процессами в короне. Простейшее
описание сверхзвукового истечения вещества из Солнца было дано
Паркером в конце 50-х годов на основе стационарной сферически
симметричной гидродинамической модели течений в центральном
поле тяжести (модель Бонди) еще до непосредственных измерений в
космосе. Несмотря на свою простоту и приближенность эта
одножидкостная модель в грубых чертах правильно описывает
зависимость    основных       параметров       солнечного ветра от
гелиоцентрического расстояния в межпланетном пространстве.
        Основными уравнениями в модели Бонди служат следующие:
уравнение неразрывности:
                          v   0;   n p m p ;

уравнение движения:
                                        GM  
                  v  v  p                3
                                                     R,
                                             R
                p  n pTp  neTe  2nT ; n p  ne , Tp  Te ;
уравнение процесса (политропа с показателем  ):
                              p         const.
                                   




                                        15