Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Влияние межзвездной среды на строение гелиосферы

В.Б.БАРАНОВ

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

Рассматривается проблема взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, окружающей Солнечную систему. С газодинамической точки зрения проблема сводится к построению модели взаимодействия двух сверхзвуковых потоков: межзвездного газа и потока плазмы от источника (Солнце).

Введение

Скоро исполнится сорок лет с тех пор, как космические аппараты начали исследовать окружающее нас космическое пространство. Уже первые прямые измерения параметров межпланетной плазмы при помощи космических аппаратов "Луна-2", "Луна-3" и "Венера-1" привели к замечательному экспериментальному открытию, сделанному группой К.И. Гринауза, - обнаружению явления солнечного ветра, которое в 1958 году было теоретически предсказано американским физиком Е. Паркером.

Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы, которая с большой сверхзвуковой скоростью (больше 400 км/с) вытекает из Солнца в межпланетную среду, заполняя ее. Температура солнечного ветра около нескольких сот градусов по Кельвину. В настоящее время космические аппараты "Вояджер-1 и -2", "Пионер-10 и -11" изучают межпланетную среду на расстояниях в несколько десятков астрономических единиц (а.е.) от Солнца (астрономическая единица - расстояние от Земли до Солнца). И для правильного понимания происходящих в межпланетной среде процессов необходимо понять характер ее взаимодействия с окружающей Солнечную систему межзвездной средой. Это взаимодействие может быть существенным на таких больших гелиоцентрических расстояниях. В частности, солнечный ветер может быть ограничен давлением межзвездного газа. Область, заполненную плазмой солнечного происхождения, принято называть гелиосферой.

Как взаимодействует солнечный ветер с межзвездной средой? Еще в 1961 году Е. Паркер [1] предположил, что на Солнечную систему набегает поток газа межзвездной среды, который газодинамическим образом взаимодействует с плазмой солнечного ветра. Он предположил также, что для описания картины возникающего при этом течения справедливы гидродинамические уравнения Эйлера. Построенная Паркером модель делит всю область течения на три подобласти: сверхзвуковой солнечный ветер, дозвуковой солнечный ветер, прошедший через гелиосферную ударную волну, и поток несжимаемого (его скорость много меньше скорости звука) межзвездного газа, который отделяется от солнечного ветра контактной поверхностью, названной впоследствии гелиопаузой.

Автору этих строк совместно с сотрудниками и коллегами удалось построить альтернативную модель, основанную на сверхзвуковом обтекании Солнечной системы межзвездным газом. При этом в своих первых работах мы исходили из предположения, что направление движения межзвездного газа относительно Солнечной системы и его скорость совпадают с направлением и скоростью движения Солнца (относительно ближайших звезд) к апексу. Эта скорость равна 20 км/с, а ее направление на апекс составляет угол 53° к плоскости эклиптики. При температуре межзвездного газа порядка 10 000 K величина скорости 20 км/с является сверхзвуковой с числом Маха М = 2. В такой модели по сравнению с моделью Паркера добавлен еще один физический элемент, а именно головная ударная волна, которая создает дополнительную область сжатого в этой ударной волне межзвездного газа. Уже первые эксперименты по рассеянному солнечному лайман-альфа-излучению на космических аппаратах показали[2], что из межзвездной среды в Солнечную систему движется поток атомов водорода Н со скоростью примерно 20 км/с и температурой порядка 10 000 K, то есть скорость потока оказывается сверхзвуковой.

С тех пор наша научная группа занимается развитием предложенной нами в 1970 году модели [3] для корректной интерпретации экспериментальных данных, получаемых на космических аппаратах "Вояджер", "Пионер", "Улисс" и др., исследующих отдаленные области Солнечной системы. В конце настоящего столетия в США намечается запуск специального зонда ("Interstellar probe"), одной из основных целей которого будет прямое исследование области непосредственного контакта межпланетной и межзвездной сред. На рис. 1 изображены гелиоцентрические расстояния космических аппаратов в различные моменты времени.

Рис. 1. Гелиоцентрическое расстояние r американских космических аппаратов "Вояджер-1" (В1 ), "Вояджер-2" (В2 ), "Пионер-10" (П10 ) и "Пионер-11" (П11) как функции времени. Показана также траектория космического аппарата "Межзвездный зонд" (МЗ ) (предполагаемый запуск в США в 1999 году).

В 2012 году, как видно из рис. 1, аппараты "Вояджер-1" и "Межзвездный зонд" будут примерно на одинаковом расстоянии 120 а.е. от Солнца. Именно на таких расстояниях, как предсказывает газодинамическая теория, находится область наиболее сильного взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, определяющая границы гелиосферы. Физическая же граница гелиосферы является довольно тонкой по сравнению с ее размерами, если верно газодинамическое приближение, и называется гелиопаузой. Перспектива достижения этой границы космическими аппаратами в ближайшем будущем придает особое значение предсказательным возможностям газодинамических моделей, которым и посвящена настоящая статья.

История развития газодинамических моделей

Создание теоретической модели взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, которая могла бы удовлетворительно объяснить наблюдаемые физические явления, актуально по двум причинам. Во-первых, правильная интерпретация наблюдаемых физических явлений, таких, например, как рассеянное солнечное излучение на длинах волн 1216 и 584 A (для атомов Н и Не соответственно) или модуляция галактических космических лучей, возможна только на основе адекватной теоретической модели. Во-вторых, внутренне непротиворечивая теоретическая модель дает возможность, пользуясь значениями хорошо измеряемых величин в физическом эксперименте, определять плохо измеряемые (или вообще неизмеряемые). К числу последних относятся, например, степень ионизации и магнитные поля локальной межзвездной среды.

Как указано во введении, впервые количественная газодинамическая модель взаимодействия звездного ветра (аналогичного солнечному) с межзвездным газом была предложена в [1]. В то время еще не было наблюдений движения межзвездного газа относительно звезд, и в частности Солнца. Поэтому Паркер рассмотрел три возможные модели: истечение а) сверхзвукового звездного ветра в межзвездный газ, находящийся в покое; б) в межзвездный газ, движущийся с очень маленькой дозвуковой скоростью, при которой этот газ можно считать несжимаемой жидкостью, и в) в однородное магнитное поле, давление которого много больше давления газа (как статического, так и динамического). На рис. 2 показана картина течения в модели б) теории Паркера. На ней изображены линии тока межзвездного газа, текущего слева направо, и солнечного ветра, источником которого является Солнце, помещенное в начало координат. Линия НР, соответствующая границе, отделяющей межзвездный газ от плазмы солнечного ветра, и есть гелиопауза, гелиоцентрическое расстояние которой вдоль оси симметрии (оси Оz) равно L0 . Торможение солнечного ветра до дозвуковой скорости должно происходить в рассмотренном Паркером случае обязательно через ударную волну, которая в приближении несжимаемого межзвездного газа должна быть сферической. На рис. 2 она не обозначена, поскольку в данной модели ее гелиоцентрическое расстояние много меньше расстояния L0 до гелиопаузы.

Рис. 2. Общая картина обтекания солнечного ветра межзвездным газом в дозвуковой модели Е. Паркера. Солнце как источник солнечного ветра находится в начале координат. Поверхность, отделяющая газ межзвездной среды с плотностью и скоростью от солнечного ветра, изображена линией НР (гелиопаузой). С газодинамической точки зрения гелиопауза представляет собой тангенциальный разрыв. Здесь r - расстояние от Солнца, L0 - расстояние до гелиопаузы, z = 1 - безразмерное расстояние до гелиопаузы вдоль оси симметрии.

В 1970 году в [3] была предложена модель сверхзвукового обтекания солнечного ветра межзвездным газом. Чтобы обосновать гидродинамический подход к рассматриваемому физическому явлению, авторы предположили, что межзвездный газ представляет собой полностью ионизированный водород. Однако обнаруженное в 1971 году по рассеянному солнечному лайман-альфа-излучению вторжение в Солнечную систему атомов H привело к необходимости пересмотра предложенной в [3] модели. Оценки, проведенные в [4], показали, что процесс перезарядки атомов H и протонов может привести к существенной корректировке количественных выводов, полученных в [3]. Кроме того, в [4] было показано, что процесс перезарядки является своеобразным фильтром для проникновения атомов H из межзвездной среды в солнечный ветер, что, в свою очередь, может привести к корректировке интерпретации экспериментальных данных по рассеянному солнечному лайман-альфа-излучению.

Качественная картина возникающего в результате течения представлена на рис. 3. Здесь через BS (bow shock) обозначена головная ударная волна, образующаяся в плазменной компоненте межзвездного газа, скорость которого направлена слева направо. Через TS (termination shock) обозначена гелиосферная ударная волна, образующаяся в плазме солнечного ветра при его торможении на межзвездной среде. Атомы водорода проникают через тангенциальный разрыв (гелиопаузу), взаимодействуя с плазменной компонентой во всей области течения вследствие процессов перезарядки. Физический смысл перезарядки, посредством которой происходит обмен импульсом и энергией между плазменной компонентой и атомами Н, изображен на рис. 4.

Рис. 3. Общая картина обтекания солнечного ветра сверхзвуковым потоком межзвездного газа, состоящим из плазменной компоненты (электроны e и протоны H+) и нейтральных атомов водорода Н. Как и на рис. 2, HP - гелиопауза, а Солнце находится в начале координат. Штриховой линией показана возможная траектория атома водорода.

Рис. 4. Качественная картина, поясняющая физический процесс перезарядки.

Модель взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, учитывающая конечную степень ионизации последней, построена в [5] только в 1993 году. Основные физические результаты модели представлены в следующем разделе.

Современная модель обтекания солнечного ветра межзвездным газом

Эксперименты по рассеянному солнечному излучению доказали наличие движения атомов Н и Не относительно Солнца. Это движение является сверхзвуковым (его скорость около 25 км/с, температура около 10 000 K), а вектор скорости лежит почти в плоскости эклиптики. Последнее обстоятельство приводит к выводу, что имеет место собственное движение межзвездного газа, то есть его движение относительно Солнечной системы не является только следствием движения звезд относительно друг друга, как это было предположено в первых моделях.

В настоящее время нет сомнения, что межзвездный газ является частично ионизованным. При этом для математического описания взаимодействия плазменной компоненты межзвездной среды (электронов и протонов) с солнечным ветром есть достаточные основания, чтобы использовать гидродинамическое приближение, то есть приближение, основанное на уравнениях Эйлера. Длина же свободного пробега атомов Н сравнима с размерами гелиосферы. Поэтому описание движения межзвездного водорода на основе гидродинамических представлений не будет корректным. В.Б. Баранов и Ю.Г. Малама [5] для количественного описания взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой применили гидродинамический подход для плазменной компоненты и метод Монте-Карло для получения средних характеристик потока атомов водорода. При этом использовали уравнения Эйлера с "источниковыми" членами, отражающими добавление к плазменной компоненте импульса и энергии вследствие процессов перезарядки протонов с атомами водорода. Эти источниковые члены вычисляли путем разыгрывания траекторий атомов Н в поле гидродинамических параметров плазмы, в поле сил солнечной гравитации и солнечного радиационного давления - методом Монте-Карло. Последний метод идентичен применению кинетического уравнения Больцмана для описания движения нейтральных атомов водорода. Здесь следует отметить, что атомы гелия, движущиеся из межзвездной среды в Солнечную систему, практически не взаимодействуют с плазменной компонентой из-за малого эффективного сечения перезарядки с протонами. Качественная картина возникающего течения показана на рис. 3.

Для полного решения задачи было необходимо поставить граничные условия. В качестве граничных условий использовали соотношения Гюгонио на ударных волнах BS и TS, условия равенства нулю нормальной к НР компоненты скорости плазмы и равенство давлений на этой поверхности, а также заданные значения параметров солнечного ветра на орбите Земли. В качестве граничного условия для атомов водорода задавалось максвелловское распределение по скоростям в межзвездной среде. Гидродинамическая часть задачи решалась численным методом, разработанным С.К. Годуновым. При этом рассматривалось осесимметричное, стационарное течение, в котором ось симметрии совпадает с направлением вектора скорости межзвездного газа.

На рис. 5 представлена геометрическая картина течения, полученная в результате численных расчетов. Штриховыми линиями изображена картина течения при отсутствии нейтральных атомов Н в межзвездной среде, в то время как сплошными линиями - головная ударная волна BS, гелиосферная ударная волна TS и гелиопауза НР при концентрации атомов водорода в межзвездной среде, равной 0,14 частицы в 1 см3.

Рис. 5. Количественные результаты расчетов осесимметричной модели В.Б. Баранова и Ю.Г. Маламы [5] обтекания солнечного ветра сверхзвуковым потоком межзвездного газа. Штриховые линии относятся к расчетам без учета процессов перезарядки (см. рис. 4), сплошные линии относятся к расчетам, учитывающим этот процесс. Все обозначения такие же, как и на рис. 3, но в хвостовой области картина течения усложняется наличием диска Маха (MD ), тангенциальным разрывом (TD ) и отраженной ударной волной (RS ) в тройной точке А.

Для плазмы принимали следующие значения параметров в межзвездной среде (индекс $\infty$) и на орбите Земли (индекс Е):

$n_{E}(H^{+})$ = 7 см- 3, $V_{E}$ = 450 км/с, ME = 10,

$n_{\infty}(H^{+}) = 7 \cdot 10^{-2}$ см- 3, $V_{\infty}$ = 25 км/с, M$\infty$ = 2.

Здесь $n$, $V$ и M - концентрация, скорость и число Маха соответственно.

На рис. 5 видно, что наличие атомов водорода приводит к существенному изменению всей картины течения. Во-первых, процессы перезарядки приводят к довольно сильному уменьшению размеров гелиосферы, при котором все скачки плазменных параметров становятся доступными прямым измерениям при помощи космических аппаратов. В частности, гелиосферная ударная волна оказывается на расстоянии примерно 100 а.е. Как видно из рис. 1, космические аппараты "Вояджер-1", "Вояджер-2" и "Межзвездный зонд" будут находиться на таких расстояниях в первом десятилетии следующего столетия, и можно надеяться на их прямое пересечение гелиосферной ударной волны. Концентрация протонов в локальной межзвездной среде является плохо определяемым параметром в отличие от концентрации атомов Н, которая довольно надежно измеряется при помощи измерений рассеянного солнечного лайман-альфа-излучения. Поэтому протонная концентрация может изменяться в довольно широких пределах. В частности, увеличение значения этого параметра в межзвездной среде приводит к еще большему (по сравнению с представленными на рис. 5 результатами) уменьшению размеров гелиосферы. Во-вторых, наличие процессов перезарядки качественно меняет течение в хвосте гелиосферы (именно в этом направлении движется космический аппарат "Пионер-10") и в области между гелиопаузой и гелиосферной ударной волной. В последней области течение становится полностью дозвуковым из-за разогрева плазмы вследствие процессов перезарядки (в случае отсутствия атомов Н на рис. 5 изображены звуковые линии, отделяющие дозвуковое течение в лобовой части от сверхзвукового в крыльях гелиосферы). В хвостовой же области сложная картина течения, состоящая из диска Маха МD, тангенциального разрыва TD и отраженной ударной волны RS в тройной точке А, заменяется гладкой гелиосферной ударной волной TS.

Дальнейшие расчеты показали, что при уменьшении концентрации протонов в межзвездной среде увеличивается количество атомов водорода, проникающих в солнечный ветер из межзвездной среды, то есть уменьшается своеобразная роль "фильтра", которую играет область между ударной волной BS и гелиопаузой HP (если бы заряженные частицы отсутствовали в межзвездной среде, то этот фильтр не мог бы образоваться из-за отсутствия в этом случае гелиопаузы и головной ударной волны). Увеличение концентрации атомов Н межзвездной среды в солнечном ветре приводит к увеличению торможения последнего еще до гелиосферной ударной волны. В случае если концентрация протонов в локальной среде окажется достаточно малой, этот эффект может быть наблюдаем космическими аппаратами до пересечения ими гелиосферной ударной волны.

Чтобы лучше ориентироваться в реальной возможности пересечения космическими аппаратами поверхностей сильных разрывов параметров плазмы (ударных волн BS, TS и гелиопаузы НР ), мы рассчитали их положение в "подветренной" стороне и вдоль оси симметрии как функции концентраций протонов и атомов Н в локальной межзвездной среде. Результаты этих расчетов представлены на рис. 6.