Физика межпланетного и околоземного пространства. Веселовский И.С - 21 стр.

3. МЕЖПЛАНЕТНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ

        Действие магнитных сил на движение плазмы в короне играет
важную роль. Однако после формирования сверхальвеновского
течения роль этих сил с удалением от Солнца заметно ослабляется.
Кинетическая энергия радиального движения плазмы в солнечном
ветре в десятки раз превосходит магнитную энергию полей и токов.
Магнитное поле в этой области само определяется движением
вещества и условием вмороженности поля в плазму. Условие
вмороженности в солнечном ветре хорошо выполняется благодаря
большой длине пробега частиц и высокой проводимости плазмы. Оно
означает, что в системе отсчета, связанной с движущейся плазмой,
электрическое поле можно считать приблизительно равным нулю. В
любой другой системе отсчета, движущейся со скоростью v
относительно вещества, имеется электрическое поле E    v ×B  / c.
       Найдем магнитное поле в межпланетном пространстве, считая
заданным движение вещества всюду и поле на некоторой исходной
поверхности R  R0 . Для этого рассмотрим уравнения Максвелла
вместе с законом Ома:
                                         4         1 E
                            ×B             j             ,
                                         c          c t
                                          1 B
                            ×E                 ,
                                          c t
                           B  0,                                ( 3.1 )
                           E  4 ,
                                
                           j   E 
                                         1
                                               v ×B   .
                                    c        
Будем считать проводимость плазмы достаточно высокой, так что
  1 (  – характерное время изменений поля на исходной границе).
Тогда поле E можно считать квазистационарным и выразить его через
магнитное поле с помощью первого и последнего уравнения из (3.1):
                           1            c
                     E    v ×B          B  .        ( 3.2 )
                           c           4
Вторым слагаемым в формуле (3.2) можно пренебречь по сравнению с
первым, поскольку в солнечном ветре c /(4 vr )  1 вследствие его
                                                2


высокой проводимости  и большой скорости v , а также больших
характерных пространственных масштабов r изменения поля. Таким
                                    21