- г -
ОГЛАВЛЕНИЕ
Стр.
ВВЕДЕНИЕ 4
ГЛАВА 1. НАБЛЮДЕНИЯ МАГНИТННХ ПОЛЕЙ НА СОЛНЦЕ И В МЕШАНЕТ-
НОМ ПРОСТРАНСТВЕ. СОПОСТАВЛЕНИЯ И МОДЕЛИ 12
1.1 Конфигурация силовых линий межпланетного магнитного поля 13
1.2 Величина межпланетного магнитного поля 20
1.3 Секторная структура ММП и ее вариации 23
1.4 Магнитное поле Солнца как звезды 32
1.5 Особенности крупномасштабных магнитных полей на Солнце 35
1.6 Основные модели крупномасштабной структуры магнитного поля гелиосферы и ее источников на Солнце 44
ГЛАВА П. ГЛОБАЛЬНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ СОЛНЦА, СТРУКТУРА ПЛОТНОСТИ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНН И КОНФИГУРАЦИЯ МЕ2ПЛАНЕТНОГО ТОКОВОГО СЛОЯ 56
2.1 Метод определения конфигурации межпланетного токового слоя на основе регулярных наблюдений солнечной короны на спут* нике OSO-7 57
2.2 Конфигурация гелиосферного токового слоя и структура плотности солнечной короны по данным наземных наблюдений 66
2.3 Сверхкрупномаештабное или глобальное магнитное поле Солнца 71
2.4 Изменения конфигурации гелиосферного токового слоя с расстоянием 77
2.5 Топология магнитных силовых линий в системе Солнце - межпланетная среда 83
2.6 Связь полученного распределения полярностей глобального магнитного поля с наблюдения™ магнитного поля Солнца как
э везды 87
ГЛАВА Ш. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ПОЛЯРНОСТЕЙ ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА И КОНФИГУРАЦИЯ МЕ1ПЛАНЕТН0Г0 ТОКОВОГО СЛОЯ В
- з -
1971-1978 г.г ї 93
3.1 Общая характеристика каталога 94
3*2 Карты полярностей глобального магнитного поля Солнца и конфигурация гелиосферного токового слоя в 1971-1978 г.г, 99
3.3 Проверка полученных результатов по данным наблюдений ММП
на космическом аппарате "Пионер-И" 122
3.4 Сравнение найденного распределения полярностей глобального магнитного поля Солнца с результата™ расчетов магнитного поля на поверхности источника 126
3.5 Особенности глобального магнитного поля Солнца как основная причина искривления конфигурации гелиосферного токового слоя 134
ГЛАВА 1У. ВАРИАЦИИ КРУПНОМАСШТАБНОЙ СТРУКТУРЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
ГЕЛИОСФЕРЫ И ГЛОБАЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА 137
4.1 Быстрые изменения крупномасштабной структуры магнитного поля в системе Солнце - межпланетная среда 138
4.2 Эволюция гелиосферного токового слоя в цикле солнечной активности 142
4.3 Концепция динамичного глобального магнитного поля Солнца 154
4.4 Переполюсовка полярных магнитных полей в свете полученных результатов 164
4.5 Подтверждение найденной схемы эволюции глобального магнитного поля Солнца и гелиосферного токового слоя наблюдениями долговременных изменений структуры солнечной короны 166
4.6 Сравнение развиваемой концепции с другими моделями 176
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 182
[ ЛИТЕРАТУРА 185
- 4 -
1. ВВЕДЕНИЕ
Солнце предоставляет нам уникальную возможность детального исследования физических явлений на поверхности звезды и в окружающем ее пространстве. И хотя многие из этих явлений не имеют еще хорошо обоснованного физического истолкования, общие контуры картины, возникающей при взаимодействии расширяющейся атмосферы звезды с ее собственным магнитным полем, принимают все более определенные очертания.
В настоящее время общепризнано, что солнечный ветер - это главный фактор, определяющий условия в межпланетном пространственна . Плазма солнечного ветра начинает свое движение от Солнца и, постепенно ускоряясь до высоких ( ~ 5*10^ см/с) сверхзвуковых скоростей, заполняет гелиосферу - по определению область вокруг Солнца, в которой доминирует солнечный ветер. Вследствие высокой проводимости солнечный ветер вытягивает "вмороженные" в него силовые линии магнитного поля Солнца, образуя межпланетное магнитное поле (ММП) или магнитное поле гелиосферы. Из-за вращения Солнца силовые линии ММП имеют характерный вид спиралей Архимеда. Наличие волн и неоднородностей течения плазмы солнечного ветра приводит к отклонениям от идеальной спиральной геометрии.
Исследования магнитного поля гелиосферы представляют значительный интерес, в основном, по следующим причинам.
Во-первых, магнитное поле гелиосферы есть доступный для детального изучения пример физических процессов, происходящих в окрестностях намагниченной звезды при наличии истечения. Здесь на первом плане чисто астрофизические аспекты проблемы.
Во-вторых, магнитное поле гелиосферы отражает характеристики крупномасштабных магнитных полей на Солнце и их эволюцию. Отсюда возникает вполне разумная идея об использовании данных по магни-
- 5 -
тному полю гелиосферы для исследования тех особенностей крупномасштабных магнитных полей на Солнце, которые не удается определить с помощью других современных методов. Эти результаты, в первую очередь, важны для понимания физической природы магнитных полей на Солнце и, возможно, в других астрофизических объектах.
Наконец, вместе с параметрами плазмы солнечного ветра, магнитное поле гелиосферы играет роль граничных условий, определяющих картину взаимодействия межпланетной среды с частицами космических лучей, с кометами, планетами и т,д, В частности, процессы в маг«* нитосфере Земли, ее верхней атмосфере, зависят от параметров ММП (см,, например, [і0~1з])• Поэтому результаты изучения магнитного поля гелиосферы имеют выход на ряд важных практических приложений. Поскольку солнечный ветер и межпланетное магнитное поле генетически связаны с Солнцем, структура ММП должна отражать особен«, ности распределения солнечных магнитных полей. Однако измерения ММП с помощью космических аппаратов показывают структуру магнитного поля, совершенно отличную от той, которая наблюдается на Солнце с помощью магнитографа* Например, хорошо известную секторную структуру ММП до сих пор не удается надежно связать с какими-либо особенностями на магнитогратямах Солнца за тот же самый период, даже если эти магнитогра?*мы получены с помощью современных магнитографов с высокой чувствительностью и разрешением,
С другой стороны, регистрация секторных границ МП проводится лишь в узкой,области.приэкваториальных гелиографических широт, обычно/^/.+7°, Что происходит с секторной структурой ММП.на высоких гелиографических широтах - до сйх пор неясно. На этот счет существуют только предположения в рамках тех или иных моделей. Отмеченные трудности проблемы, в первую очередь, обусловлены отсутствием достаточно эфффективных методов исследования крупномасштабной структуры магнитных полей на Солнце и в межпланетном
- 6 -
пространстве;
Главной целью данной работы является:
1# Разработать достаточно надежный и эффективный метод определения секторной структуры ММП не только в области низких, но также и высоких гелиографических широт, пока еще недоступных для космических аппаратов,
2. Идентифицировать источники этой структуры на Солнце,
3, Исследовать основный свойства, динамику и долговременную эволюцию крупно?*асштабной структуры магнитного поля гелиосферы и ее источников на Солнце.
Диссертация состоит из четырех глав, введения и заключения*
В первой главе приведены некоторые результаты исследования магнитных полей на Солнце и в межпланетном пространстве. Рассмотрены известные сведения о крупномасштабных особенностях магнитного поля Солнца, полученных, главным образом, с помощью магнитографических методов исследований. Представлены результаты исследования секторной структуры ММП и ее вариаций. Обсуждается поведение средней величины МП в цикле солнечной активности# Более подробно изложены результаты поиска следов секторной структуры ММП на Солнце и сделан общий вывод о малоуспешности подобных попыток. Приведено краткое описание основных современных моделей крупномасштабном структуры магнитного поля гелиосферы и ее источников на Солнце и отмечены трудности этих моделей.
Вторая глава посвящена описанию предложенного метода определения границ раздела противоположных полярностей крупномасштабного магнитного.поля гелиосферы (межпланетного токового слоя) и соответствующего распределения полярностей глобального магнитного поля Солнца, определяющего конфигурацию межпланетного токового слоя.
Полученные с помощью предложенного метода результаты подтвердили существовавшую ранее концепцию межпланетного или гелиосфер-
- 7 -
ного токового слоя и позволили определить секторную структуру ММП не только в области низких, но также и высоких гелисграфических широт, недоступных для современной космической техники. При этом показано, что секторная структура ММП должна занимать ограниченный диапазон по голиографической широте, а на более высоких широтах межпланетное магнитное поле униполярно, без секторной структуры [і5,1б] .; Позднее эти выводы были подтверждены результатами уникальных измерений ММП на космическом аппарате !1Пионер-1111, который поднялся над плоскостью эклиптики до гелиографической широты 16° и действительно зафиксировал здесь отсутствие секторной структуры [і7].
В отличие от результатов |!Пионер-1111, которые дали лишь верхнюю границу протяженности межпланетного токового слоя в северной полусфере Солнца в 1976 году, предложенный метод позволил определить всю трехмерную конфигурацию токового слоя и не только для 1976 года, но и для других периодов, не очень близких к максимуму солнечной активности.
В последнем разделе этой главы показано, что полученное распределение полярностей глобального магнитного поля Солнца тесно связано с наблюдаемыми вариациями магнитного поля как звезды, что является еще одним независимым подтверждением правильности полученных наш результатов. Выводы этого раздела могут быть полезны при интерпретации наблюдений магнитных полей других звезд.
В третьей главе представлено систематическое изложение результатов определения конфигурации гелиосферного токового слоя и соответствующего распределения полярностей глобального магнитного поля Солнца в 1971-1978 г.г. Эти данные представлены в виде карт и собраны в единый каталог. Тем самым получен обширный материал для изучения структурных особенностей и динамики крупномасштабного магнитного поля гелиосферы, а также его источников на Солнце.
- 8 -
Этот каталог может быть полезен при исследовании различных вопросов солнечно-земной физики, например, при изучении вариаций космических лучей, для целей прогнозирования геомагнитной актив** ности и др.
Далее проведено детальное сопоставление полученных результатов с данными наблюдений ММП на космическом аппарате "Пионер-И", а также с расчетами магнитного поля на так называемой поверхности источника вблизи Солнца. Обсуждается сходство и некоторые различия деталей результатов расчетов с данными каталога. Показано, что измерения МИЛ на аппарате !1Пионер-1Г во всех деталях очень хорошо согласуются с полученной нами конфигурацией гелиосферного токового слоя за тот же самый период.
В четвертой главе рассмотрена динамика и долговременная эволюция крупномасштабного магнитного поля гелиосферы в цикле солнечной активности.
Предварительный анализ карт каталога показал, что наряду с периодами длительной 1 года) стабильности наблюдаются быстрые (~ 1-2 мес.) изменения конфигурации гелиосферного токового слоя, обусловленные перестройкой в глобальном магнитном поле Солнца»
Данные каталога за 1971-1578 г.г* показывают, что отмеченные вариации происходят на фоне долговременной эволюции в цикле солнечной активности. Прежде всего это проявляется в изменениях диапазона гелиографических широт, в котором заключена конфигурация межпланетного токового слоя. Минимальная протяженность токового слоя или секторной структуры ММП по гелиографической широте ( ^ +15°)„.наблюдалась в 1976 году, т.е. как раз в минимуме солнечной активности. На фазе роста солнечней активности с 1976 по 1978 год отмечается быстрое возрастание диапазона гелиографических широт, занимаемых межпланетным токовым слоем. Эти долговременные изменения отражают, в первую очередь, поведение дипольной
- 9 -
гармоники глобального магнитного поля Солнца. Показано, что в годы минимума, солнечной активности угол между дипольним магнитным моментом и осью вращения Солнца митшален. Однако при увеличении солнечной активности, как показывает анализ различных наблюдательных данных, этот угол увеличивается вплоть до 90° и далее происходит "переворот11 дипольного магнитного момента Солнца, Величина дипольного момента в процессе этой эволюции, по-ввдимому, не испытывает существенных изменений. Подобная точка зрения, которую условно можно назвать концепцией "динамичного глобального магнитного поля Солнца", в общих чертах согласуется с моделями Свалгар-да и др., Сакто и Антонуччи, но принципиально отличается от других модельных представлений, например, от традиционно принимаемой ги** потезы "мигающего северо-южного магнитного диполя" или от модели "постоянного дипольного магнитного поля Солнца".
В диссертации проведено сравнение модели "динамичного глобального магнитного поля Солнца” с другими моделями и степень их согласованности с различными наблюдательными данными. Для проверки моделей были использованы данные прямых измерений солнечного ветра и ММП.и результаты исследований с помощью космических лучей, наблюдения Солнца и солнечной короны, комет, геомагнитной активности, а также данные радиоастрономических наблюдений. Показано, что весь этот обширный комплекс экспериментальных данных без серьезных затруднений, укладывается в рамки предложенной концепции "динамичного глобального магнитного поля Солнца". В.то же время ни одна из конкурирующих моделей не обнаруживает подобной степени согласованности..
Совокупность полученных результатов, в первом приближении, дает законченное.представление об источниках, структуре и эволюции крупномасштабного магнитного поля гелиосферы.
В заключении кратко изложены главные результаты проведенных ис-
- 10 -
следований.
На защиту выносятся следующие основные научные положения,
1. Предложен и разработан метод определения границ раздела полярностей глобального магнитного поля Солнца и конфигурации межпланетного токового слоя на основе наблюдений солнечной короны в белом свете.
2. С использованием предложенного метода составлен каталог карт полярностей, глобального магнитного поля Солнца и конфигурации межпланетного токового слоя в 1971-1978 г.г.
3. Показано, что глобальное магнитное поле Солнца подобно полю "искаженного" магнитного диполя, наклоненного относительно оси вращения Солнца.
4. Полученные результаты объясняют явление магнитной переменности Солнца как звезды. Показано, что наблюдаемые вариации суммарного магнитного потока от видимой солнечной полусферы определяются, главным образом, распределением глобального магнитного поля и эффектом вращения Солнца*
5. Установлено, что иногда в гелиосфере могут одновременно существовать по крайней мере два не пересекающихся друг с другом межпланетных токовых слоя, определяющих секторную структуру ММП. Отмечена асимметрия гелиосферного токового слоя относительно плоскости солнечного экватора, которая сохранялась в течение нескольких лет на фазе спада 20 цикла слнечной активности«
6. На материале составленного каталога с привлечением других экспериментальных данных найдена долговременная эволюция глобального магнитного поля Солнца и конфигурации межпланетного токового слоя в цикле солнечной активности. Показано, что в годы минимума солнечной активности граница раздела противоположных полярностей глобального магнитного поля Солнца и конфигурация
- II -
межпланетного токового слоя заключены в узком диапазоне приэкваториальных гелиографических широт (~ + 15°), тогда как в период максимума солнечной активности граница раздела полярностей глобального магнитного поля и секторная структура ММП достигает солнечных полюсов.
7. На фоне этой долговременной эволюции обнаружены быстрые (~ 1-2 мес.) изменения в распределении глобального магнитного поля Солнца и в конфигурации межпланетного токового слоя, а также наличие периодов продолжительной (~1 года) стабильности.
По теме диссертации опубликовано 13 печатных работ. Полученные результаты представлялись на Всесоюзном симпозиуме по физике геомагнитосферы (Иркутск, 1977); на 15-й Международной конференции по космическим лучам (Болгария, Пловдив, 1977); на Международном симпозиуме "Солнечный ветер - результаты прямых и радиоастрономических наблюдений" (Москва, 1979); на Международном симпозиуме по
солнечно-земной физике (Ашхабад, 1979); на Всесоюзной конференции
*
"Прогнозирование состояния магнитосферы"(Иркутск, 1980); ка Международном семинаре "Космофизические аспекты исследования космических лучей" (Алма-Ата, 1980); на школе, посвященной памяти проф. С.И.Сыроватского (Рига, 1981); на Всесоюзном совещании по итогам выполнения проекта "Международные Исследования Магнитосферы" (Ашхабад, 1981); на 18-й Международной конференции по космическим лучам (Индия, Бангалор, 1983),
- 12 -
1. НАБВДЕНИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА СОЛНЦЕ И В МЕЕ-ПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ. СОПОСТАВЛЕНИЯ И МОДЕЛИ
Силовые линии магнитного поля гелиосферы выходят из Солнца, пронизывают солнечную хромосферу и корону и уходят в межпланетное пространство. Поэтому для нас представляет интерес сравнить основные особенности организации магнитных полей.на Солнце и вдали от него по результатам современных исследований*
В этой главе рассмотрены известные наблюдательные данные о магнитных полях на Солнце и в межпланетно?* пространстве, в основном, крупномасштабных. Отдельный параграф посвящен анализу существующих моделей, в рамках которых характеристики магнитных полей на Солнце связываются с крупномасштабной (секторной) структурой ММП. Показано, что каждая из этих моделей встречает трудности при сопоставлении с наблюдательными данными и потому в настоящее время невозможно сделать окончательное заключение, о том, какая из них ближе всего соответствует реальности.
Подробное описание результатов ранних исследований солнечных магнитных полей можно найти, например, в работах £18-22]. Наиболее важные достижения последних лет опубликованы в £б,8,13, 23-27]. Краткое изложение современного состояния исследований магнитных полей ка Солнце именно в контексте рассматриваемых здесь вопросов дано в обзорной работе £2б].
Результаты изучения магнитных полей в солнечной короне и межпланетном пространстве довольно подробно представлены в £2-10,13,29-40].
!
- 13 -
1.1. Конфигурация силовых линий межпланетного магнитного поля
Как было показано Паркером £1], сочетание примерно радиального течения солнечного ветра с эффектом вращения Солнца приводит к спиральной, в среднем, топологии ММП. В предположении осевой симметрии при условии Вд =0, выражения для радиальной Вг , азимутальной В у и меридиональной компонент ММП в сферических коор-
динатах Г , 0 ,1р имеют следующий вид:
^‘(л) П.1)
(1.2)
Ве- 0 (1.э)
где - некоторое начальное гелиоцентрическое расстояние, начиная с которого модно полностью пренебречь влиянием магнитного поля на движение плазмы; В* - величина радиальной компоненты магнитного поля на расстоянии ;<£~ угол меаду радиальным направлением и направлением магнитного поля на расстоянии Г (угол спирали);ф- угловая скорость вращения Солнца; V -скорость солнечного ветра* Результаты прямых измерений ММП на космических аппаратах в диапазоне от ^0.3 до ~8.5 астрономических единиц (АЕ) [3-9,13,29-3б] показывают согласие с моделью Паркера.
Идеальная спиральная структура ММП изображена на рисДДА. Однако наблюдения межпланетного магнитного поля на космических аппаратах показывают, что в солнечном ветре всегда присутствуют возмущения, которые приводят к искажению спиральной геометрии ММП. Причины этих возмущений могут быть различными, например, неоднородность граничных условий на Солнце, изменения солнечных магнитных полей во времени, флуктуации скорости истечения солнечного ветра и т.д. Возможные типы структур ММП, связанных с подобны-
- 14 -
INTERPLANETARY FIELD STRUCTURES
SPIRAL FIELDS
fij £j
KIRS, WAVES OR NEW FLUX LOOPS
VELOCITY OF SOLAR ORIGIN
PERTURBATIONS
ill
DECAYING
SECTORS
LoSED MAGNETIC ^TlL AMENTS’OF
FIELD LOOPS SOLAR ORIGIN
£J
'BRAIDED FIELDS
CONFUSCO FIELDS
Рис.1.1 Схематическое представление возмохных типов конфигурации силовых линий ММП, согласно [31]. Достаточно надехное экспериментальное подтверхдение имеют лишь три первых типа структур.
- 15 -
ми возмущениями, также представлены на рис.1.1, взятом из работы Шаттена [31].
Структуры магнитного поля типа В на рис.1.1 обусловлены наличием волн и возмущений скорости солнечного ветра, В работе [41] показано, что подобного типа возмущения ММП, нелинейно эволюционирующие с удалением от Солнца, могут возникать вследствие временных вариаций скорости истечения солнечного ветра. Структуры типа В действительно наблюдаются в межпланетном пространстве как по данным прямых измерений ММП, так и по данным анизотропии солнечных космических лучей [4,31,42].
При изменении граничных условий на Солнце вполне вероятен выкос замкнутых петель магнитного поля в межпланетное пространство. Структура магнитного поля, возникающая при таком выкосе нового магнитного потока, изображена на рисЛЛС. Реальность структур типа С не вызывает сомнений, поскольку такие замкнутые петли магнитного поля наблюдались как в солнечной короне [31,43] , так и в межпланетном пространстве [44,4б].
Остальные шесть возмохных типов структур ММП на рис.1.1 не имеют такой экспериментальной поддержки, как три первых. Структура типа]) является логической альтернативой типу С, т.е. связана с уменьшением магнитного потока, открытого в межпланетное пространство. Комбинация процессов выноса нового магнитного потока и последующего пересоединения магнитных силовых линий мохет, в принципе, приводить к структурам типа Е* Реализуются ли в действительности ситуации, изображенные на рис Л Л В »Е, вообще говоря, неизвестно, хотя с логической точки зрения их существование вполне допустимо.
Структура типа Т соответствует случаю мелкомасштабных вкрап-'лений одной полярности з фон ММП противоположной полярности. Вкрапления внутри секторов ММП с противоположной полярностью ма-
-16 -
гнитного поля действительно довольно часто наблюдаются по данным прямых измерений в межпланетном пространстве* Однако общепринятой точки зрения на происхождение таких вкраплений не существует*
Особенности диффузии солнечных космических лучей привели к представлению о переплетенной структуре сйловых линий ШП (рисЛ. 1 Є ), возникающей предположительно вследствие гранулярных и су-пергранулярных движений на Солнце £ Зі]. Предположения о взаимно однозначном соответствии мелкомасштабных неоднородностей на Солнце и в межпланетном пространстве высказывалось также в работе М- Однако в настоящее время твердо установлено, что структура ММП сильно отличается от структуры магнитного поля на фотосфере. На рис. 1.1 Н представлена так называемая модель "спагетти11, предложенная в работе [42] для объяснения коллимации солнечных космических лучей. Следует отметить, что эта модель отличается от предыдущей модели С , & кроме того, на современном уровне техники исследований ШП ?*годель "спагетти" экспериментально неотличима от модели В.
В случае структуры типа 1 на рис. 1.1 предполагается [зі], что различия в скорости радиального течения ветра вдоль отдельных силовых линий ММП приводят к запутыванию силовых линий магнитного поля и примерно изотропному распределению направлений вектора ММП. Однако последние измерения межпланетного магнитного поля от малых до больших гелиоцентрических расстояний не подтверждают модель I , Магнитное поле везде обнаруживаем упорядоченность в среднем.вдоль спирали Архимеда, как и предсказывалось моделью Паркера. Такті образом, из представленных на рис,1.1 возможных типов структур ШП экспериментально подтверждены лишь первые три типа, в то время как реализация остальных типов структур остается под вопросом.
На фоне спиральной, в среднем, геометрии межпланетного магни-
- 17 -
тного поля наблюдаются разрывы, волны и другие неоднородности ММП. Эти флуктуации занимают широкий диапазон частот. На рис.1.2 представлен составной спектр мощности флуктуаций радиальной компоненты ММП на гелиоцентрическом расстоянии 1 АЕ, полученный по результатам наблюдений на космических аппаратах [^7], Видно, что наибольшая энергия заключена в колебаниях с периодом около 13 суток. Этот период соответствует двухсекторной структуре ММП, которая будет обсуждаться ниже. Мы не будем останавливаться более подробно на природе возникновения этих флуктуаций и лишь отметим, что часть из них может быть солнечного происхождения, а часть - меж-! планетного.
Представленные сведения о топологии силовых линий ММП получены вблизи плоскости эклиптики, где находятся космические аппараты. Информацию о топологии силовых линий ММП вне плоскости эклиптики можно получить косвенными методами. Анализ ориентации плазменных хвостов комет показывает [2,4,33,48] , что направления течений плазмы солнечного ветра на всех гелиографических широтах близки к радиальному. Радиоастрономические исследования характера движения неоднородностей солнечного ветра свидетельствуют об отсутствии больших отклонений от радиального направления [49-51] . Наконец, прямые измерения солнечного ветра вплоть до^5 АЕ дают уменьшение потока массы солнечного ветра обратно пропорционально квадрату гелиоцентрического расстояния при неизменной средней радиальной скорости, как и должно быть при радиальном течении [ 32]. При таком поле скоростей отклонения топологии ШП от модели Паркера должны быть незначительными.
При движении энергичных электронов вдоль магнитных силовых линий в межпланетном пространстве генерируются всплески радиоизлучения Ш типа* Анализ траекторий источников этих радиовсплесков вне плоскости эклиптики показывает I 52 , что конфигурация отдель-
- 18 -
PERIOD
Рис.1.2 Спектр мощности колебаний радиальной компоненты ММП, по данным прямых измерений на космических аппаратах вблизи 1 АЕ, согласно [47]. В средней части приведены три спектра, характеризующие изменчивость мехпланетных спектров во времени.
- Київ+380960830922