1. Введение

Наблюдения, выполненные со спутников Земли и других космических аппаратов, показывают что межпланетное пространство заполнено активной средой – плазмой солнечного ветра. Солнечный ветер зарождается в верхних слоях атмосферы Солнца, и его основные параметры определяются соответствующими параметрами солнечной атмосферы. Связь между физическими характеристиками солнечного ветра вблизи орбиты Земли и физическими явлениями в атмосфере Солнца оказывается чрезвычайно сложной и, кроме того, зависит от уровня солнечной активности и от конкретной ситуации на Солнце. Поэтому для простоты описания обычно предполагают, что наблюдаемый вблизи орбиты Земли солнечный ветер состоит из трех независимых в первом приближении компонент:

1) спокойный солнечный ветер – постоянно существующий поток солнечной плазмы, заполняющий все межпланетное пространство вплоть до границ гелиосферы (50-200 а.е.);

2) квазистационарные высокоскоростные потоки солнечной плазмы, ответственные за рекуррентные (повторяющиеся) геомагнитные возмущения;

3) спорадические (случайные) высокоскоростные потоки – относительно кратковременные, чрезвычайно неоднородные и сложные по структуре образования, ответственные за спорадические магнитосферные возмущения.

2. Спокойный солнечный ветер

Согласно современным представлениям, энергия в недрах Солнца вырабатывается в ходе процессов ядерного синтеза:

Известно, что в звездах типа Солнца теплопроводность играет незначительную роль, так что произведенная в недрах Солнца энергия передается к его поверхности в основном в результате радиационного переноса, то есть ее поглощения и последующего переизлучения.

Однако радиационный перенос солнечной энергии становится малоэффективным в верхних слоях Солнца, поскольку по мере уменьшения температуры солнечного вещества степень его ионизации уменьшается и присутствие нейтральных атомов водорода заметно уменьшает его прозрачность. Это приводит к еще более быстрому уменьшению температуры Солнца с расстоянием от центра. В результате любой элементарный объем солнечного вещества, всплывающий из недр Солнца, обладает большей температурой и меньшей плотностью, чем окружающая плазма, что приводит к развитию конвективной неустойчивости. Условия возбуждения конвективной неустойчивости уверенно выполняются в поверхностных слоях Солнца на расстояниях r > 0,86R_ʘ, где энергия переносится главным образом в форме тепловой энергии плазмы, заключенной в элементах вещества, поднимающихся из недр Солнца.

Развитие интенсивной турбулентности в поверхностных слоях Солнца не только обеспечивает перенос энергии к его поверхности, но и приводит к развитию явлений, играющих ключевую роль в солнечно-земной физике. Развитие конвективной турбулентности в плазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн. Распространяясь в атмосфере Солнца, где плотность плазмы быстро уменьшается с высотой, звуковые волны трансформируются в ударные; ударные волны эффективно поглощаются веществом, температура которого увеличивается, достигая значения (1-3)·10⁶ К в солнечной короне. При этом значительная часть протонов в короне не может удерживаться гравитационным полем Солнца, что приводит к непрерывному расширению короны в космическое пространство, то есть к генерации солнечного ветра.

В современной форме модель солнечного ветра разработана Е. Паркером в 1965 году. В стационарном, сферически-симметричном случае уравнения газодинамики могут быть записаны в следующей форме:

уравнение движения

уравнение неразрывности потока вещества

уравнение газового состояния

Подстановка равенств (4) и (5) в уравнение (3) и интегрирование последнего по r дает уравнение Бернулли (при α ≠1) в форме

Уравнения (6) или (8) определяют изменение скорости солнечного ветра с изменением расстояния от Солнца. Эти уравнения не имеют точного аналитического решения; поэтому обычно исследуется асимптотика решения на больших ( ζ≫1) и малых ( ζ≪1) расстояниях от Солнца.

а. Большие расстояния.

Очевидно, что при ζ→ ∞ значение u(ζ) может или неограниченно возрастать, или стремиться к какой-либо постоянной величине, или к нулю. Случай с u→ ∞ не удовлетворяет уравнению (8), так как первый член в левой части уравнения будет неограниченно возрастать, а второй и третий члены – стремиться к нулю, тогда как в правой части уравнения (8) стоит u₁²=const . Вариант u|_{ζ→ ∞}=const оказывается возможным, так как в этом случае справедливо

Вариант u|_{ζ→ ∞}→ 0 также удовлетворяет уравнению (8); в этом случае первый и третий члены в левой части уравнения (9) стремятся к нулю, и

Таким образом, решение уравнения (8) на больших расстояниях имеет две ветви: верхнюю ( u→ u₁ ) и нижнюю (u→ 0). Для того чтобы выбрать решение, приемлемое с физической точки зрения, необходимо вычислить плотность плазмы, соответствующую этим решениям. Из равенства (4) следует

Таким образом, в случае, когда u(ζ) соответствует нижней ветви решения, плотность плазмы при ζ→ ∞ стремится к конечной и относительно большой величине, что противоречит экспериментальным данным. В то же время верхняя ветвь решения соответствует ρ|_{ζ→ ∞} → 0, что удовлетворяет условиям модели. Таким образом, на больших расстояниях от Солнца физический смысл имеет лишь верхняя ветвь решения уравнения Паркера, то есть решение (9а).

б. Малые расстояния ( ζ→ 0).

При ζ→ 0 третий член в левой части равенства (8) неограниченно возрастает. Поскольку в правой части уравнения стоит постоянная величина, то неограниченное возрастание (H/ζ)|_{ζ→ 0} должно быть скомпенсировано одним из первых двух членов в левой части (8), то есть снова имеют место две ветви решения:

Таким образом, стационарное решение для солнечной короны оказывается возможным лишь в том случае, если показатель политропы α меньше адиабатического (α < 5/3), то есть если имеет место непрерывный приток энергии в корону и в солнечный ветер. В первоначальной модели Паркера предполагалось, что необходимый приток энергии обеспечивается высокой теплопроводностью солнечной плазмы. Однако одного лишь потока тепловой энергии недостаточно для ускорения солнечного ветра и требуются дополнительные источники энергии.

Физически разумным граничным условиям при больших ζ удовлетворяет верхняя ветвь решения уравнения Паркера, а при малых ζ – нижняя ветвь. Сращивание этих двух ветвей решения определяется поведением решения в окрестностях некоторой критической точки, положение которой на плоскости (ζ, u) определяется следующим образом.

Дифференцирование уравнения (8) по ζ дает

Топология решения уравнения (8) в окрестностях критической точки показана на pис. 1. Решение представляет собой семейство гипербол. При этом существует лишь одно решение, удовлетворяющее граничным условиям как на больших, так и на малых расстояниях от Солнца; этому решению соответствует кривая, проходящая через критическую точку (критическое решение).

Зависимости от расстояния до Солнца радиальной скорости солнечного ветра в случае изотермической (α =1) короны при различных температурах последней представлены на рис. 2. Решение достаточно чувствительно к граничным условиям. Так, например, при T₀=0,5·10⁶ К скорость солнечного ветра вблизи орбиты Земли оказывается равной 260 км/с, а при T=4·10⁶ К – около 1150 км/с, что не противоречит экспериментальным данным, приведенным в табл. 1. В то же время рассчитанная плотность плазмы вблизи орбиты Земли оказывается равной 25-40 см^-3 вместо реальных 5-10 см^-3.

Рис. 1. Семейство кривых решения уравнения Паркера в окрестности критической точки

Скорость солнечного ветра меняется в достаточно широком диапазоне от 300 до 700 км/с. Эти вариации легко объяснимы в рамках модели Паркера соответствующими вариациями температуры короны (рис. 2). Непосредственные наблюдения свидетельствуют, что источником рекуррентных высокоскоростных потоков являются корональные дыры, в которых температура короны существенно ниже средней. В связи с этим, согласно модели, скорость солнечного ветра, помимо температуры короны, зависит также от величины показателя политропы α: чем больше α, тем меньше скорость солнечного ветра на орбите Земли. Наилучшее соответствие между модельными расчетами и экспериментальными данными достигнуто Паркером при α=1,1 вблизи Солнца и α=5/3 на больших расстояниях от него.

В связи с малой величиной показателя α при α→1 градиент температуры ∂T/∂r (то есть скорость изменения температуры с расстоянием) стремится к нулю; при этом поток тепла, обусловленный теплопроводностью, также стремится к нулю. Таким образом, для поддержания достаточно высокой температуры солнечного ветра требуются дополнительные нетепловые источники энергии, связанные, по-видимому, с диссипацией энергии альвеновских волн.

Рис. 2. Зависимость радиальной скорости солнечного ветра в модели Паркера от расстояния до Солнца при различных значениях температуры в короне

Существенное преимущество моделей, учитывающих их вклад в тепловую энергию и импульс солнечного ветра состоит в том, что, выбрав соответствующим образом интенсивность и спектр МГД-волн в основании короны, можно получить не только соответствующую экспериментальным данным скорость солнечного ветра на орбите Земли, но и необходимую плотность плазмы. Данная модель не в состоянии объяснить наблюдаемую разность электронной и ионной температур в солнечном ветре (см. табл. 1). Все эти модели развивались в рамках одножидкостной гидродинамики, в которой предполагается равенство электронной и ионной температур из-за высокой частоты столкновений электронов с ионами, что обеспечивает эффективный обмен импульсом между этими компонентами плазмы. Однако в солнечном ветре вследствие быстрого убывания плотности плазмы с увеличением расстояния от Солнца температура ионов T_i может существенно отличаться от температуры электронов T_e. При этом, поскольку ионная теплопроводность относительно мала, протонная компонента короны Солнца расширяется почти адиабатически и соответственно быстро охлаждается. В то же время теплопроводность электронной компоненты плазмы относительно велика, в связи с чем температура последней падает с расстоянием достаточно медленно, что в целом не противоречит экспериментальным данным.

Относительно независимое существование электронной и ионной компонент плазмы описывается в рамках двухжидкостной гидродинамики. В уравнении движения (3) газовое давление заменяется суммой давлений электронного и ионного газов ( p=p_e+p_i= nk(T_e+T_i)). Кроме того, в случае двухжидкостной гидродинамики уравнение газового состояния обычно заменяется уравнением сохранения энергии, записанным отдельно для электронной и ионной компонент, так что система уравнений (2)-(4) принимает более сложный вид (см. библиографию). Результаты ее численного интегрирования представлены на рис. 3. Кривая 1 здесь соответствует одножидкостной модели; кривые 2 и 3 показывают изменение с расстоянием соответственно электронной и ионной температуры солнечного ветра в двухжидкостной модели. На орбите Земли (r_⊕=215R_ʘ) T_p=4400 K и T_e=3,4·10⁵ K. Таким образом, предсказываемая двухжидкостной моделью температура электронов оказывается вдвое больше, а температура протонов – на порядок меньше реальной температуры частиц в солнечном ветре (см. табл. 1). Такое несоответствие теоретических и экспериментальных данных можно устранить, предположив существование дополнительных источников нагрева плазмы, причем преимущественно ее ионной компоненты. Этому требованию удовлетворяют упомянутые выше альвеновские волны. Cами альвеновские волны в солнечном ветре почти не поглощаются, однако они эффективно трансформируются в магнитозвуковые волны; последние же в условиях, характерных для солнечного ветра, рассеиваются (диссипируют) в результате резонансного взаимодействия с протонами, так что последние заметно нагреваются.

Рис. 3. Изменение с расстоянием от Солнца температуры солнечного ветра в одножидкостной модели (кривая 1), а также электронной (2) и ионной (3) температур в двухжидкостной модели

Параметры солнечного ветра на орбите Земли, полученные в рамках двухжидкостной модели с учетом дополнительного источника энергии в виде МГД-волн, представлены в табл. 2. Параметры солнечного ветра, рассчитанные на расстоянии орбиты Земли, оказываются близкими к наблюдаемым параметрам медленного солнечного ветра (ср. с табл. 1). В то же время параметры высокоскоростных потоков в солнечном ветре заметно отличаются от предсказываемых моделью. В частности, температура протонов в этих потоках оказывается выше температуры электронов, что, по-видимому, свидетельствует о повышенной интенсивности альвеновских волн в области их источника на Солнце.

3. Высокоскоростной солнечный ветер

Высокоскоростной солнечный ветер характеризуется повышенной скоростью (около 700 км/с), пониженной плотностью плазмы ( n=4 см^-3) и повышенной ионной температурой (табл. 1). Существуют по меньшей мере два рода таких потоков: рекуррентные и спорадические.

Рекуррентные потоки высокоскоростного солнечного ветра существуют в течение многих месяцев, регулярно появляясь в окрестностях Земли примерно через 27 дней (период оборота Солнца), что свидетельствует об относительно большом времени жизни их источников. В течение многих лет происхождение этих потоков оставалось загадкой, поскольку им не соответствовали какие-либо видимые особенности на поверхности Солнца. Однако в настоящее время можно, по-видимому, считать доказанным, что обсуждаемые потоки зарождаются на Солнце в области корональных дыр.

Корональные дыры отчетливо видны на получаемых с космических аппаратов фотографиях Солнца в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом диапазонах спектра (рис. 4), где они фиксируются как обширные области пониженной (в несколько раз) интенсивности излучения, простирающиеся от полярных широт до экватора или даже в противоположное полушарие. Протяженность корональных дыр по долготе составляет 30°-90°; время прохождения корональной дыры через центральный меридиан Солнца (вследствие вращения последнего) составляет 3-6 суток, что согласуется с длительностью существования соответствующих высокоскоростных потоков в окрестностях Земли. Пониженная интенсивность рентгеновского излучения в области корональных дыр может быть связана как с пониженной плотностью плазмы в этих областях, так и с ее более низкой температурой. Действительно, наземные наблюдения короны во время солнечных затмений показывают, что в короне существуют, в особенности в высоких широтах, области с относительно низкой плотностью плазмы. В то же время и температура плазмы в области корональных дыр оказывается существенно пониженной. Так, например, при наблюдениях излучения Солнца в радиодиапазоне яркостная температура в области корональных дыр составляет около 0,8·10⁶ К, что существенно ниже температуры спокойной короны, плотность плазмы в корональной дыре в 4 раза ниже плотности спокойной короны.

Рис. 4. Фотография Солнца в рентгеновском излучении 21 августа 1973 года

Таким образом, корональные дыры действительно представляют собою области с пониженной плотностью плазмы при относительно низкой температуре. Чем вызываются указанные особенности короны в этих областях, не совсем ясно. Корональные дыры, как правило, совпадают с областями униполярного магнитного поля с квазирадиальными или слегка расходящимися силовыми линиями. Открытые силовые линии магнитного поля не препятствуют радиальному расширению корональной плазмы, что может объяснить ее пониженную плотность в области дыр и увеличение скорости генерируемого в них солнечного ветра. Вместе с тем увеличение скорости ветра, обусловленное благоприятной конфигурацией силовых линий магнитного поля, не может компенсировать уменьшения плотности, связанного с низкой температурой плазмы в рассматриваемых областях, и для объяснения появления высокоскоростных потоков приходится предположить наличие в корональных дырах мощного источника МГД-волн. К сожалению, прямых подтверждений существования таких волн в области корональных дыр пока не получено.

4. Спорадические высокоскоростные потоки

Второй тип высокоскоростных потоков в солнечном ветре – это кратковременные (время пробега мимо Земли τ =1-2 дня), часто чрезвычайно интенсивные (скорость солнечного ветра может достигать 1200 км/с) потоки, имеющие весьма большую протяженность по долготе. Двигаясь в межпланетном пространстве, заполненном плазмой относительно медленного спокойного солнечного ветра, высокоскоростной поток как бы сгребает эту плазму, и в результате перед его фронтом образуется движущаяся вместе с ним ударная волна. Пространство между фронтом потока и фронтом ударной волны заполнено относительно плотной (несколько десятков частиц в кубическом сантиметре) и горячей плазмой.

Ранее предполагалось, что спорадические потоки в солнечном ветре обусловлены солнечными вспышками и им подобными явлениями. Однако в последнее время большинство исследователей придерживаются мнения, что спорадические высокоскоростные потоки в солнечном ветре обусловлены корональными выбросами.

Корональные выбросы, наиболее отчетливо наблюдаемые вблизи лимба Солнца, представляют собой некоторые относительно протяженные плазменные образования, движущиеся в короне Солнца вверх от ее основания. Вывод о том, что спорадические потоки в солнечном ветре связаны именно с корональными выбросами, а не со вспышками, основан на экспериментальных фактах: 1) несмотря на статистически значимую зависимость между спорадическими потоками и солнечными вспышками, однозначной связи между ними нет, то есть, с одной стороны, зафиксированы вспышки, не вызывающие межпланетных ударных волн, с другой стороны, наблюдаются высокоскоростные потоки, не предваряемые вспышками; и 2) солнечные вспышки непосредственно не связаны с корональными выбросами. Однако корональные выбросы и вспышки связаны с одними и теми же активными областями на Солнце, и быстрые выбросы (со скоростью порядка 1000 км/с), с которыми обычно связана межпланетная ударная волна, начинают движение в короне одновременно с началом вспышки.

Рис. 5. Развитие вспышки в модели Петчека: 1 – линия пересоединения; 2 – формирующаяся ударная волна; 3 – выбрасываемая (эжектируемая) плазма; 4 – высокоэнергичные частицы; 5 – ударная волна; 6 – быстрые электроны. Пояснения к рисункам а, б, в в тексте

Наиболее популярной в настоящее время является предложенная Г.Е. Петчеком в 1964 году модель вспышки, основанная на гипотезе о магнитном пересоединении. Развитие солнечной вспышки в рамках этой модели представлено на рис. 5. Начиная с некоторого уровня силовые линии магнитного поля активной области оказываются разорванными и образуют две силовые трубки с антипараллельными полями, разделенными токовым слоем. В некоторый момент в результате развития ионно-звуковой или ионно-циклотронной неустойчивости проводимость плазмы в некоторой точке 1 (рис. 5, а) в плазменном слое резко падает, в результате токовый слой разрывается и силовые линии магнитного поля пересоединяются. При этом магнитная энергия быстро переходит в кинетическую и тепловую энергию плазмы, происходят интенсивный разогрев и ускорение плазмы (рис. 5, б). Ускоренные частицы, двигаясь вдоль открытых силовых линий магнитного поля, покидают хромосферу и выбрасываются в межпланетное пространство (рис. 5, в). При этом движущиеся вверх энергичные электроны, проходя через корону и взаимодействуя с ней, могут вызывать всплески радиоизлучения; частота радиоизлучения из-за уменьшения концентрации фоновой плазмы быстро уменьшается по мере движения электронов вверх. Частицы, движущиеся вдоль силовых линий магнитного поля к Солнцу, нагревают плазму в нижней хромосфере и в фотосфере, вызывая увеличение яркости водородных эмиссий и образование высокотемпературного коронального облака. Плазма, ускоряемая в направлении от Солнца, формирует высокоскоростной поток и связанную с ним ударную волну.

5. Заключение

Суперпозиция и взаимодействие потоков солнечной плазмы создают сложную и непрерывно изменяющуюся систему, которая называется солнечным ветром.

В приведенном кратком обзоре современных представлений о морфологии и механизмах генерации солнечного ветра освещены лишь самые общие и наиболее полно исследованные характеристики этих процессов, что может создать у читателя несколько ложное представление о действительном состоянии проблемы. Здесь опущены многие, в том числе и весьма существенные детали рассматриваемых процессов (например, механизм формирования межпланетного магнитного поля), без отчетливого понимания которых представленная выше модель солнечного ветра остается не более чем гипотезой, хотя и весьма вероятной.

Литература

1. Гибсон Э. Спокойное Солнце / Пер. с англ. М.: Мир, 1977.
2. Коваленко В.А. Солнечный ветер. М.: Наука, 1983.
3. Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер / Пер. с англ. М.: Мир, 1976.
4. Паркер Е.Н. Динамические процессы в межпланетной среде / Пер. с англ. М.: Мир, 1965.
5. Пудовкин М.И., Семенов В.С. Теория пересоединения и взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли. М.: Наука, 1995.