12.5. ПРИЛОЖЕНИЕ ПОЛУЧЕННЫХ РЕЗУЛЬТАТОВ К СОЛНЕЧНОМУ ВЕТРУ И МАГНИТОСФЕРЕ ЗЕМЛИ
Применим полученные результаты к динамике солнечного ветра. Плазма и магнитное поле тесно связаны друг с другом, и поэтому динамика определяется тем, какая из составляющих обладает большей плотностью энергии (или массы). Кинетическая энергия протонов много больше, чем энергия магнитного поля, и поэтому магнитное поле перемещается вслед за частицами.
Солнце делает один оборот вокруг своей оси за 26 сут, и солнечный ветер истекает с более или менее постоянной радиальной скоростью 
Поэтому относительно Солнца он движется по архимедовой спирали. Сами же частицы движутся наружу более или менее радиально. Все они связаны с силовыми линиями магнитного поля, которые исходят из Солнца, и поэтому магнитное поле солнечного ветра имеет спиральную структуру. На рис. 12.6 показана динамика частиц, испущенных Солнцем при постоянной радиальной скорости за время, примерно равное половине его периода вращения. Подобная картина создается вращающейся садовой
Рис. 12.6. Схематическая диаграмма, иллюстрирующая, как магнитное поле солнечного ветра приобретает спиральную конфигурацию. Плазма, покидающая солнечную корону, движется от нее примерно радиально и увлекает за собой магнитное поле. Диаграмма показывает динамику плазмы, связанной с одной магнитной силовой линией, за 3/8 полного оборота Солнца. На больших расстояниях от Солнца спираль становится архимедовой.
Рис. 12.7. (см. скан) Структура магнитного поля в солнечном ветре: а — магнитное поле в плоскости эклиптики обнаруживает секторную структуру, причем в каждом секторе магнитное поле преимущественно направлено к Солнцу либо от Солнца, б - вид сбоку, магнитное поле более или менее радиально. Жирная стрелка указывает направление вращения солнечной плазмы.
поливальной установкой. Такая структура наблюдается при магнитометрических измерениях с борта автоматических межпланетных станций. Обнаружена секторная структура, причем направление радиальной составляющей магнитного поля в соседних секторах противоположно. Солнечный ветер истекает из Солнца по всем направлениям, и поэтому можно нарисовать схематичную картину солнечного ветра, показанную на рис. 12.7.
Истечение вещества видоизменяет структуру магнитного поля Земли, и с помощью космических исследований форма этого искаженного магнитного диполя была определена довольно подробно. На рис. 12.8 изображены явления, обнаруженные в этих исследованиях. Теперь понятно, почему есть
Рис. 12.8. Структура земной магнитосферы.
Рис. 12.9. Течение газа вблизи ударной волны; 
скорость звука в покоящемся газе, 
скорость ударной волны. Под воздействием ударной волны газ нагревается и сжимается. Число Маха по определению равно 
В случае идеального газа с отношением удельных теплоемкостей 
сжатие после прохождения ударной волны равно
Для сильных ударных волн 
Для того же предела отношение температур по обе стороны от фронта ударной волны есть 
где отношение давлений равно [5, гл. 9]
отклонения от теории Штермера. Геомагнитное поле дипольно только относительно близко к поверхности Земли.
Скорость солнечного ветра значительно превышает скорость звука, поэтому, натолкнувшись на своем пути на магнитное поле Земли, он порождает ударную волну. Вся система, которая находится за фронтом ударной волны, называется магнитосферой, а названия других областей приведены на рис. 12.8. Эта структура довольно хорошо выявлена из космических измерений концентраций и скоростей частиц и строения магнитного поля.
Имеется ясное свидетельство существования фронта ударной волны и вместе с тем плазма бесстолкновительная. Ударные волны возникают только тогда, когда можно передать импульс и энергию через тонкий слой веществу, движущемуся с меньшей скоростью (рис. 12.9). В обычных газах этот процесс осуществляется за счет молекулярной вязкости, т.е. через столкновения. Как же рождается ударная волна в магнитосфере? Вязкость в намагниченной плазме создается магнитным полем. Грубо говоря, эффективная длина столкновения порядка гирорадиуса протона. Перенос энергии через ударную волну обеспечивается различными типами плазменных волн. Это очень сложная проблема, но она весьма важна для физиков, изучающих плазму, а также для астрофизиков, поскольку это пример ударного явления там, где оно казалось бы невозможно. Оказывается, можно получить прекрасное теоретическое описание всей структуры магнитосферы с помощью системы обычных уравнений газовой динамики.
