ВЛИЯНИЕ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ НА СТРОЕНИЕ

Влияние межзвездной среды на строение - 1. Введение В октябре 1997 года исполнилось 40 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. Грингауза, – обнаружению явления солнечного ветра, которое в 1958 году было теоретически предсказано американским физиком Е. Паркером. Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы, который с большой сверхзвуковой скоростью (больше 400 км/с) вытекает из Солнца в межпланетную среду, заполняя ее. Температура солнечного ветра около нескольких сот тысяч 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. 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. Еще в 1961 году Паркер предположил, что на солнечную систему набегает дозвуковой 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 (скорость много меньше скорости звука) межзвездного газа, который отделяется от солнечного ветра контактной поверхностью, названной впоследствии гелиопаузой. Альтернативная модель, предложенная в 1970 году советскими физиками В.Б. Барановым, К.В. Краснобаевым и А.Г. Куликовским, основана на сверхзвуковом обтекании Солнечной системы межзвездным газом. Использовалось предположение, что направление движения межзвездного газа относительно Солнечной системы и его скорость имеют то же направление к цеапексу и ту же скорость движения, что и Солнце (относительно ближайших звезд). Эта скорость составляет 20 км/с, а направление на апекс – угол 53° к плоскости эклиптики. При температуре межзвездного газа порядка 10 000 K величина скорости 20 км/с является сверхзвуковой с числом Маха (отношением скорости к скорости звука) М = 2. В такой модели по сравнению с моделью Паркера имеется 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 излучению в линии Lα на космических аппаратах показали, что из межзвездной среды в Солнечную систему движется поток атомов водорода со скоростью около 20 км/с и с температурой порядка 10 000 K, то есть скорость потока оказывается сверхзвуковой. Эта модель используется в настоящее время для интерпретации экспериментальных данных, получаемых на космических аппаратах ВОЯДЖЕР, ПИОНЕР, УЛИСС, СОХО и др., исследующих отдаленные области Солнечной системы. В начале следующего столетия в США намечаются запуски специальных зондов (INTERSTELLAR PROBE – МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ЗОНД и INTERSTELLAR PATHFINDER – МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ШТУРМАН), одной из основных целей которых является прямое исследование области непосредственного контакта межпланетной и межзвездной сред. На рис. 1 показаны гелиоцентрические расстояния космических аппаратов в различные моменты времени. В 2012 году, как видно из рис. 1, аппараты ВОЯДЖЕР 1 и МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ЗОНД будут примерно на одинаковом расстоянии в 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. Рис. 1. Гелиоцентрические расстояния r американских космических аппаратов ВОЯДЖЕР 1 (В1), ВОЯДЖЕР 2 (В2), ПИОНЕР 10 (П10) и ПИОНЕР 11 (П11) как функция времени. Показана траектория космического аппарата МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ЗОНД (МЗ) (предполагаемый запуск в США в начале следующего столетия) 2. 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 ангстрем (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), например степень ионизации и магнитные поля локальной межзвездной среды. В 1961 году, когда Паркер создал количественную газодинамическую модель взаимодействия звездного ветра (аналогичного солнечному) с межзвездным газом, еще не было наблюдений движения межзвездного газа относительно звезд и, в частности, Солнца. Поэтому Паркер рассмотрел три возможные модели истечения сверхзвукового звездного ветра: (а) в межзвездный газ, находящийся в покое; (б) в межзвездный газ, движущийся с 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). Рис. 2. Общая картина обтекания солнечного ветра межзвездным газом в дозвуковой модели Паркера. Солнце как источник солнечного ветра находится в начале координат. Поверхность, отделяющая газ межзвездной среды от солнечного ветра, изображена линией HP (гелиопаузой). С газодинамической точки зрения гелиопауза представляет собой тангенциальный разрыв. z=1 – расстояние до гелиопаузы 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 HP , соответствующая границе, отделяющей межзвездный газ от плазмы солнечного ветра, и есть гелиопауза, гелиоцентрическое расстояние которой вдоль оси симметрии (оси 0z) 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 показана, поскольку в модели Паркера ее гелиоцентрическое расстояние много меньше расстояния L0 до гелиопаузы. Качественная картина течения газа в модели сверхзвукового обтекания солнечного ветра межзвездным газом представлена на рис. 3. Здесь BS (bow shock) – головная ударная волна, образующаяся в плазменной компоненте межзвездного газа, скорость которого направлена слева направо; TS (termination shock) – гелиосферная ударная волна, образующаяся в плазме солнечного ветра при его торможении на межзвездной среде. Атомы водорода проникают через тангенциальный разрыв (гелиопаузу – heliopause HP), взаимодействуя с плазменной компонентой во всей области течения вследствие процессов перезарядки атомов H и протонов. Физический смысл перезарядки, посредством которой происходит обмен импульсом и энергией между плазменной компонентой и атомами Н, показан на рис. 4. Самосогласованная модель взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, учитывающая конечную степень ионизации последней, была построена В.Б. Барановым и Ю.Г. Маламой только в 1993 году. 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, Солнце находится в начале координат. Штриховой линией показана возможная траектория атома водорода 3. 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 8 000 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 предполагалось в первых моделях. Рис. 4. Качественная картина, поясняющая физический процесс перезарядки Нет сомнения, что межзвездный газ является частично ионизованным. При этом есть достаточные основания для математического описания взаимодействия плазменной компоненты межзвездной среды (электронов и протонов) с солнечным ветром, 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. Для количественного описания взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой можно применить гидродинамический подход для плазменной компоненты и метод Монте-Карло для получения средних характеристик потока атомов водорода. При этом использовались 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. Рис. 5. Количественные результаты расчетов осесимметричной модели Баранова и Маламы обтекания солнечного ветра сверхзвуковым потоком межзвездного газа. Штриховые линии относятся к расчетам без учета процессов перезарядки (см. рис. 4), сплошные линии – к расчетам, учитывающим этот процесс. Все обозначения те же, что 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 A Для полного решения задачи необходимы граничные условия, в качестве которых были использованы соотношения Гюгонио на ударных волнах BS и TS, условия равенства нулю нормальной к HP 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 распределение Максвелла по скоростям в межзвездной среде. Гидродинамическая часть задачи решалась численными методами. При этом рассматривалось осесимметричное стационарное течение, в котором ось симметрии совпадает с направлением вектора скорости межзвездного газа. Рисунок 5 представляет геометрическую картину течения, полученную в результате численных расчетов Барановым и Маламой. Штриховыми линиями изображена картина течения при отсутствии нейтральных атомов Н в межзвездной среде, сплошными линиями – головная ударная волна BS, гелиосферная ударная волна TS и гелиопауза HP при концентрации атомов водорода в межзвездной среде, равной 0,14 частицы в 1 см3. Для плазмы принимали следующие значения параметров в межзвездной среде (индекс ∞) и на орбите Земли (индекс E): nE(H+) =7 см-3, VE =450 км/с, ME =10, n∞(H+) =7·10- см-3, V∞ =25 км/с, M∞ =2. Здесь n, V и M – концентрация, скорость и число Маха соответственно. Наличие атомов водорода вызывает существенное изменение всей картины течения (рис. 5). 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. Космические аппараты ВОЯДЖЕР 1, ВОЯДЖЕР 2 и МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ЗОНД будут находиться на таких расстояниях в первом десятилетии следующего столетия (рис. 1), 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 излучения в линии Lα. 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 MD, тангенциального разрыва TD и отраженной ударной волны RS в тройной точке A, заменяется гладкой гелиосферной ударной волной TS. Рис. 6. Расстояния до поверхностей BS, TS и HP., изображенных на рис. 3 и 5, вдоль оси симметрии и в "подветренном" направлении как функции электронных концентраций в межзвездной среде ne ∞ при концентрации nH ∞=0,14 см-3 атомов водорода в ней. Точками обозначены значения соответствующих расстояний для ne ∞=0,07 см-3 и nH ∞=0. 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. 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 HP), рассчитаны их положения в "подветренной" стороне (то есть в направлении набегающего потока межзвездной среды) и вдоль оси симметрии как функции концентраций протонов и атомов Н в локальной межзвездной среде. Результаты этих расчетов представлены на рис. 6. 4. Научная программа экспериментальных исследований гелиосферы Научную программу исследования гелиосферы и степени воздействия на нее локальной межзвездной среды можно условно разделить на две части: прямые измерения параметров и косвенные. К последним относятся, например, упомянутые выше измерения параметров (скорости, плотности и температуры) нейтральных атомов водорода и гелия по измерениям рассеянного солнечного излучения на длинах волн 1216 и 584 соответственно. Для правильного определения параметров в такого рода измерениях требуется теоретическая модель, реально описывающая рассматриваемый физический объект (в данном случае структуру возникающего течения в результате взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой). Асимметрия картины обтекания солнечного ветра межзвездной средой относительно направления набегающего потока (см. рис. 3 и 5) приводит к другим косвенным возможностям определения формы и размера гелиосферы. На космических аппаратах ВОЯДЖЕР и ПИОНЕР систематически наблюдается изменение со временем (модуляция) характеристик галактических космических лучей. Измерения на разных аппаратах позволяют определять (хотя и очень грубо) радиальные, широтные и долготные градиенты их интенсивности, которые могут быть различными в разных направлениях. Модуляция галактических космических лучей связывается с процессами их диффузии в гелиосфере, а наличие гелиосферной ударной волны является важным фактором в изменении их спектра и интенсивности. Спектры и интенсивность галактических космических лучей должны сильно различаться в головной и хвостовой частях гелиосферы из-за отмеченной выше асимметрии картины обтекания. В частности, спектры космических лучей, получаемые в настоящее время на аппаратах ВОЯДЖЕР 1 и ВОЯДЖЕР 2, удаляющихся от Солнца в сторону набегающего потока межзвездной среды (в "подветренную" сторону), должны отличаться от спектров, получаемых на аппарате ПИОНЕР 10, идущем в хвост гелиосферы. Оценки на основе таких измерений дают размер области сильного изменения физических характеристик галактических космических лучей от 50 а.е. и более, что соответствует расстоянию до гелиосферной ударной волны. Эти оценки сильно зависят от уровня солнечной активности, спектра галактических лучей в межзвездной среде, который плохо известен, а также от принятой модели обтекания солнечного ветра межзвездным газом. Полеты аппаратов типа ВОЯДЖЕР и ПИОНЕР предоставляют уникальную возможность прямых измерений параметров плазмы, магнитного поля, космических лучей и т. п. на гелиоцентрических расстояниях в несколько десятков и сотен астрономических единиц. В связи с этим становится особенно актуальной проблема построения адекватной газодинамической модели, позволяющей, во-первых, предсказывать результаты будущих экспериментов и, во-вторых, правильно интерпретировать уже полученные данные. В частности, прямые измерения средних параметров плазмы и магнитного поля при помощи аппаратов ВОЯДЖЕР и ПИОНЕР на расстояниях от Солнца до 50 а.е. подтвердили основные выводы теории солнечного ветра: его скорость носит гиперзвуковой характер и слабо зависит от гелиоцентрического расстояния, а плотность электронов падает почти обратно пропорционально квадрату расстояния от Солнца. Оказалось, что и межпланетное магнитное поле ведет себя в полном соответствии с теорией Паркера, согласно которой оно подчиняется закону спирали Архимеда. В рамках модели взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой это совпадение вполне естественно, поскольку влияние атомов водорода, проникающих в солнечный ветер, из-за эффектов перезарядки несущественно на таких гелиоцентрических расстояниях. Измерения параметров межпланетной плазмы при помощи космических аппаратов в течение длительного времени проводились почти в плоскости эклиптики. Для измерения параметров солнечного ветра вне плоскости эклиптики в октябре 1990 года под эгидой Европейского космического агентства запущен космический аппарат УЛИСС. На рис. 7 изображены траектория этого аппарата и время прохождения характерных областей межпланетного космического пространства. Здесь 1 – запуск аппарата УЛИСС (октябрь 1990 года), 2 – орбита Земли, 3 – момент встречи с Юпитером (февраль 1992 года), 4 – прохождение южной полярной области около Солнца (май-сентябрь 1994 года), 5 – прохождение северной полярной области около Солнца (май-сентябрь 1995 гoда), 6 – орбита Юпитера. Измерения параметров плазмы и межпланетного магнитного поля вне плоскости эклиптики могут дать ответ на важный для газодинамической теории вопрос о степени несферичности солнечного ветра. Наличие одновременных измерений на разнесенных в пространстве космических аппаратах ВОЯДЖЕР 1, ВОЯДЖЕР 2, ПИОНЕР 10, ПИОНЕР 11 и УЛИСС дает уникальную возможность определения (хотя и очень грубого) пространственной структуры гелиосферы. Рис. 7. Траектория космического аппарата УЛИСС, запущенного в октябре 1990 года для исследования межпланетного космического пространства вне плоскости эклиптики. Пояснения см. в тексте 5. Некоторые проблемы будущего развития теории Современные модели взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой не учитывают многих физических явлений, которые оказывают влияние на количественные результаты. Так, например, наиболее продвинутая модель, рассмотренная подробно выше с учетом одного из самых главных эффектов – эффекта присутствия в межзвездной среде нейтральных атомов водорода, не принимает во внимание возможного влияния межзвездного магнитного поля. Хотелось бы понять, насколько сильно аномальная компонента космических лучей (о природе аномальной компоненты космических лучей см. статью Ю.И. Стожкова "Космические лучи" в этом томе) влияет на характеристики модели (оценки показывают, что влияние галактических космических лучей несущественно). Если измерения на аппарате УЛИСС покажут, что течение солнечного ветра в среднем сильно отклоняется от сферически-симметричного, то необходимо будет развивать трехмерную модель его взаимодействия с межзвездной средой. Нестационарные процессы, происходящие на Солнце, требуют развития моделей, зависящих от времени. Очевидно, что усовершенствования теоретической модели следует делать в тесном контакте с результатами экспериментов, которые проводятся сейчас и которые будут проводиться в ближайшем будущем. Литература Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер / Пер. с англ. М.: Мир, 1976. Паркер Е.Н. Динамические процессы в межпланетной среде / Пер. с англ. М.: Мир, 1965. Баранов В.Б., Краснобаев К.В. Гидродинамическая теория космической плазмы. М.: Наука, Физматлит, 1977.