Физика межпланетного и околоземного пространства. Веселовский И.С - 23 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

МГУ | Москва

Составители: 

Рубрика: 

Отсюда, в частности, следует что для стационарного
аксиально симметричного граничного условия обязательно
0
0
B
и
меридиональная составляющая магнитного поля равна нулю всюду
при
0
R R
.
Для граничных условий, стационарных в системе отсчета,
вращающейся с угловой скоростью Солнца
, имеем зависимость
0
,
t
B на исходной поверхности. Если при этом
0
0
B
, то из
условия (3.6) следует, что
0 0
0
0,
sin
R
v
B B
R
а из (3.5) вытекает:
2
0
0
0 0
0
, ' ,
0,
sin sin
, ' ,
R R
R R
R
B B t
R
B
R R R
B B t B
R v v
( 3.7 )
где
0
' .
R R
t t
v
Для стационарного аксиально-симметричного граничного
условия
0 R
B
получаем:
2
0
0
,
0,
sin
.
R R
R
R
B B
R
B
R
B B
v
( 3.8 )
Формулы (3.7, 3.8) описывают межпланетное магнитное поле
в модели Паркера.
Радиальное магнитное поле (3.8) убывает с расстоянием
2
R
, азимутальное
1
R
. Поэтому вблизи Солнца поле почти
радиально, а затем становится азимутальным при
sin
1.
R
v
Эти
выводы теории Паркера в грубых чертах также хорошо
подтверждаются наблюдениями.
Найдем форму линий поля из уравнения
23
       Отсюда, в частности, следует что для стационарного
аксиально симметричного граничного условия обязательно B0  0 и
меридиональная составляющая магнитного поля равна нулю всюду
при R  R0 .
           Для граничных условий, стационарных в системе отсчета,
вращающейся с угловой скоростью Солнца  , имеем зависимость
B 0  ,   t  на исходной поверхности. Если при этом B0  0 , то из
                                                        v
условия (3.6) следует, что B0 R                             B0  0, а из (3.5) вытекает:
                                                  R0 sin 
                                  2
                       R 
                  BR   0  B0 R  ,   t '  ,
                       R
                  B  0,                                                                       ( 3.7 )
                            R0                              R0 sin             R sin 
                  B           B0 R  ,   t '                      BR              ,
                            R                                   v                   v
                R  R0
где t '  t       .
              v
       Для стационарного аксиально-симметричного граничного
условия B0 R   получаем:
                                                    2
                                           R 
                                      BR   0  B0 R   ,
                                           R
                                      B  0,                                                   ( 3.8 )
                                                  R sin 
                                      B   BR
                                      .
                                  v
       Формулы (3.7, 3.8) описывают межпланетное магнитное поле
в модели Паркера.
       Радиальное магнитное поле (3.8) убывает с расстоянием
 R , азимутальное  R . Поэтому вблизи Солнца поле почти
    2                                  1


                                               R sin 
радиально, а затем становится азимутальным при           1. Эти
                                                  v
выводы теории Паркера в грубых чертах также хорошо
подтверждаются наблюдениями.
       Найдем форму линий поля из уравнения


                                                  23

Страницы