Two-dimensional guiding-center model of the solar wind-moon interaction

Solar Physics ◽  
1970 ◽  
Vol 14 (2) ◽  
Author(s):  
Y.C. Whang
Keyword(s):  
Solar Wind ◽  
Two Dimensional

Evidence for the presence of quasi-two-dimensional nearly incompressible fluctuations in the solar wind

1990 ◽  
Vol 95 (A12) ◽  
pp. 20673 ◽  
Author(s):  
William H. Matthaeus ◽  
Melvyn L. Goldstein ◽  
D. Aaron Roberts
Keyword(s):  
Solar Wind ◽  
Two Dimensional

scholarly journals Two-Dimensional Solar Wind Speeds from 6 to 26 Solar Radii in Solar Cycle 24 by Using Fourier Filtering

2018 ◽  
Vol 121 (7) ◽  
Author(s):  
Il-Hyun Cho ◽  
Yong-Jae Moon ◽  
Valery M. Nakariakov ◽  
Su-Chan Bong ◽  
Jin-Yi Lee ◽  
...  
Keyword(s):  
Solar Wind ◽  
Solar Cycle ◽  
Two Dimensional ◽  
Wind Speeds ◽  
Fourier Filtering ◽  
Solar Cycle 24 ◽  
Cycle 24

Oblique penetration of solar-wind filaments into the magnetosphere

1998 ◽  
Vol 60 (4) ◽  
pp. 711-729 ◽  
Author(s):  
WENLONG DAI ◽  
PAUL R. WOODWARD
Keyword(s):  
Solar Wind ◽  
Flow Velocity ◽  
Maximum Depth ◽  
Two Dimensional ◽  
Large Excess ◽  
Magnetospheric Field

In this paper, a set of two-dimensional simulations for resistive magneto-hydrodynamical equations are performed to investigate the interaction between a solar-wind filament and the magnetosphere when the filament is obliquely oriented with respect to the direction of the magnetospheric field. Detailed pictures for the interaction are given. For typical parameters near the magnetopause, a filament with a sufficiently large excess flow velocity will penetrate into the magnetosphere, and will then be repelled back towards the magnetopause by the highly compressed and bent magnetospheric field. Finally, the filament will be smeared along the magnetospheric field near the magnetopause. When the angle is small, the filament will penetrate deeply into the magnetosphere before it is repelled back. Therefore there is a maximum depth a penetrated filament may reach into the magnetosphere. The effect of spontaneous reconnections behind a penetrating filament on the penetration appears to be negligible.

scholarly journals A two-dimensional MHD model of the solar wind interaction with Mars

1999 ◽  
Vol 51 (1) ◽  
pp. 55-60 ◽  
Author(s):  
H. Shinagawa ◽  
S. W. Bougher
Keyword(s):  
Solar Wind ◽  
Two Dimensional ◽  
Solar Wind Interaction ◽  
Mhd Model

scholarly journals TWO-DIMENSIONAL, TIME-DEPENDENT MHD SIMULATION OF THE DISTURBED SOLAR WIND DUE TO REPRESENTATITVE FLARE-GENERATED AND CORONAL HOLE-GENERATED DISTURBANCES

1980 ◽  
Vol 19 (1) ◽  
pp. 1-15
Author(s):  
M. DRYER ◽  
S. T. WU ◽  
S. M. HAN
Keyword(s):  
Solar Wind ◽  
Coronal Hole ◽  
Time Dependent ◽  
Two Dimensional ◽  
Mhd Simulation

Un modelo numérico bidimensional magnetohidrodinámico (MHD) es usado para simular diferentes tipos de interacciones de corrientes de plasma de alta velocidad con un flujo ambiental no perturbado de viento solar. Los orígenes físicos de estos tipos de interacción se especifican suponiendo que las corrientes de plasma de alta velocidad se generan por medio de dos fenómenos forzados: (i) una liberación de energía limitada en el tiempo y representada por un destello solar transitorio; (ii) una corriente de plasma de alta velocidad generada en un agujero coronal recién creado, la cual continúa, sin disminuir, entregando energía al flujo original del viento solar. Debido a la diferencia en la escala de tiempo del destello solar y del agujero coronal, el desarrollo del flujo perturbado detrás de los frentes de choque generados en el destello y en el agujero coronal es distinto. Esto es, el último puede iniciarse en una escala de tiempo de un día, pero puede continuarse por una o más rotaciones solares. Por otra parte, el primero puede iniciarse solamente en una escala de tiempo de minutos o hasta una hora, después del cual su decaimiento se mide en una hora o dos más. Por lo tanto, hemos iniciado un estudio de estas dos causas variando simplemente la duración temporal de los disturbios en el cálculo del valor inicial. Varias diferencias en el comportamiento dinámico de la interacción del viento solar con un frente de choque generado en un agujero coronal, y con el generado en un destello solar se hacen notar en este estudio. En el primer caso, un resultado único es el desarrollado de una burbuja magnética que viaja hacia afuera.

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